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Cycle solaire
Pour les articles homonymes, voir Cycle solaire (homonymie).Un cycle solaire est une période pendant laquelle l'activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente.
Vue de la Terre, l'influence du Soleil varie principalement selon une période journalière et annuelle. Dans l'absolu, l'activité solaire est réglée par un cycle d'une période moyenne de 11,2 ans d'un maximum au suivant mais la durée peut varier entre 8 et 15 ans. L'amplitude des maxima peut varier du simple au triple. Le cycle de 11 ans a été déterminé pour la première fois par l'astronome amateur allemand Heinrich Schwabe vers 1843.
En 1849, l'astronome suisse Johann Rudolf Wolf (1816-1893) établit une méthode de calcul de l'activité solaire basée sur le nombre de taches. Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761 (voir tableau).
Le cycle 23 a commencé en mai 1996 et le début du cycle 24 a été détecté par les scientifiques en janvier 2008[1]. Mais les premières taches se sont estompées et le soleil est resté très calme. On dénombre à ce jour (juin 2009) 640 jours sans tache depuis le début de ce minimum (485 jours pour un minimum typique). L'année 2008 a été caractéristique d'un minimum solaire : 266 jours sans aucune tache (73 %). D'après les relevés de la NASA, le premier trimestre 2009 est encore plus marqué avec 78 jours sans aucune tache (87 %). Le maximum du cycle 24 est maintenant prévu par la NASA pour mai 2013, le nombre de taches prévu est 90.(mise à jour du consensus par la NASA le 8 mai 2009)
Maximum des cycles solaires 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 1761 1770 1778 1788 1804 1816 1838 1838 1848 1860 1872 1884 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 1894 1906 1917 1928 1939 1947 1958 1968 1981 1991 2001 2013 En liaison avec le cycle de 11 ans, existe un cycle de 22 ans qui concerne le champ magnétique solaire. En effet, les polarités de ce dernier s'inversent à chaque nouveau cycle de 11 ans. Un cycle de 179 ans peut être également mis en évidence en relation avec le cyle des planètes géantes gazeuses Jupiter et Saturne. Une théorie (K.D. Wood) donne pour raison de ce cycle les « marées » solaires provoquées par les planètes du système solaire, principalement Vénus, Terre, Mars Jupiter et Saturne; la période de révolution de Mercure étant trop faible vis-à-vis de la durée du cycle de 11 ans. Wolf a également remarqué un cycle de variation des maxima d'une période de 90 ans.
Pendant les années d'activité maximale, on constate une augmentation :
- du nombre de taches solaires et des sursauts solaires
- du rayonnement corpusculaire
- du rayonnement électromagnétique
Sommaire
Les taches solaires
Article détaillé : Tache solaire.
Une tache solaire
Le champ magnétique au niveau d'un groupe de taches froides de la photosphère solaire (intensité exprimée en Gauss). Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée. Image obtenue à partir d'observations du télescope solaire THEMIS[2] et traitée par BASS 2000[3].Il y a deux mille ans, les astronomes grecs et chinois parlaient dans leurs écrits de taches sombres sur le soleil dont la forme et l'emplacement changeaient. En avril 1612, Galilée fut le premier à les observer en détail à l'aide d'une lunette astronomique. Par la suite, l'observatoire de Zurich en poursuivit l'observation.
Elles apparaissent dans la photosphère comme une zone sombre (l'ombre) entourée d'une région plus claire (la pénombre), sont plus froides que la photosphère ambiante (4 500 K contre environ 5 800 K pour la photosphère), et sont dues à une augmentation locale du champ magnétique. Leur plus grande dimension peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de km.
Les taches apparaissent souvent en groupe, et sont souvent accompagnées d'autres taches de polarité magnétique opposée (groupe de taches bipolaire). Au début du cycle solaire, les taches apparaissent de préférence à haute latitude dans les deux hémisphères (vers 40 o); de plus, les premières taches d'un groupe sont en général de même polarité. Tout au long du cycle, les taches vont se rapprocher de l'équateur jusqu'au début du cycle suivant; à ce moment là, la polarité des taches devant changer. En étudiant les mouvements de ces taches solaires, les astronomes concluent que l'axe équatorial du Soleil tournait plus vite que ses pôles.
L'observation des taches solaire est facile et permet de constater la rotation du soleil sur lui-même en 27 jours. Il ne faut cependant jamais regarder directement le soleil sans lunettes adaptées. On peut observer les taches en projetant l'image du soleil sur une feuille de papier à l'aide d'une simple paire de jumelles.
Le nombre de Wolf ou Sunspot Number
La formule suivante permet d'estimer l'activité solaire notée R en fonction du nombre (t) de taches, du nombre (g) de groupes de taches et d'un coefficient k corrigeant le résultat en fonction des moyens d'observation (observateur, instrument...).
- R = k(t + 10g)
Le nombre de Wolf maximum du cycle 19 a atteint 190 tandis que le cycle 14 n'a pas dépassé 70. Malgré son imprécision le nombre de Wolf a l'intérêt d'exister depuis 250 ans tandis que l'observation scientifique avec des moyens modernes n'a que quelques cycles dans ses bases de données.
La mesure du flux radioélectrique solaire
La radioastronomie est née avec le radar, en 1942 pendant la Seconde Guerre mondiale. Les ondes radioélectriques émises par le Soleil proviennent de la chromosphère, là où la matière est entièrement ionisée (plasma) et de la couronne. La fréquence de l'onde émise dépend de ne, le nombre d'ions par mètre cube.
Les perturbations solaires (éruption, sursauts) font varier le spectre des émissions radio.
La mesure de l'amplitude du rayonnement solaire sur 2800 MHz (en W/Hz m²) donne un indice d'activité solaire plus fiable que le nombre de Wolf. Des mesures sont aussi effectuées sur d'autres fréquences (245 MHz, 410 MHz,... 15,4 GHz)
L'étude de l'activité solaire permet de comprendre les phénomènes de propagation des ondes et de prévoir d'éventuelles perturbations des communications radioélectriques sur Terre.
Conséquences
Les variations de l'activité solaire se traduisent par des fluctuations de la propagation des ondes radio. La gamme de fréquences la plus touchée couvre les ondes dites décamétriques ou ondes courtes qui se propagent à longue distance grâce à l'ionosphère. Pendant les orages magnétiques, la très forte ionisation des couches hautes de l'atmosphère peut perturber voire interrompre les communications avec les satellites avec les conséquences graves que l'ont peut imaginer pour les télécommunications, la navigation, le positionnement géographique...
Voir aussi
Lien interne
Références et liens externes
- (fr) Activités solaires
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Catégorie : Soleil
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