Cycle solaire

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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.

Histoire[modifier | modifier le code]

Vue de la Terre, l'influence du Soleil varie principalement selon une période journalière et annuelle. Dans l'absolu, l'activité est réglée par un cycle solaire (en) 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 278 jours sans aucune tache (87 %).[Quoi ?] 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).

400 ans d'observation des taches solaires.
Cycles solaires depuis 1755
Les nombres maximaux et minimaux de taches sont des nombres de taches solaires lissés mensuellement.
no  Début Fin Durée Maximum Nombre maximal de taches Nombre minimal de taches (fin du cycle) Nombre de jours sans taches Commentaires
1 11,3 86,5 11,2
2 1766 1775 1770
3 1775 1784 1778
4 1784 1798 1788 Peut-être en réalité deux cycles, dont un qui aurait donc duré moins de 8 ans.
5 1798 1810 1804
6 1810 1823 1816
7 1823 1833 1828
8 1833 1843 1838
9 1843 1855 1848
10 1855 1867 1860
11 1867 1878 1872
12 1878 1890 1884
13 1890 1902 1894
14 1902 1913 février 1906 64,2 Cycle de faible activité.
15 1913 1923 1917 Début du maximum moderne.
16 1923 1933 1928
17 1933 1944 1939
18 1944 1954 1947
19 1954 1964 1958 ~190 Maximum du maximum moderne.
20 1964 1976 1968
21 1976 1986 1981
22 1986 mai 1996 1991
23 11,6 120,8[2] 805 Minimum mensuel moyenné : 1,7. Possiblement le dernier cycle du maximum moderne.
24 vers 2019 2011 (1er pic)
début 2014 (2nd pic)
99
101
En cours. Cycle de faible activité.

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 cycle des planètes géantes gazeuses Jupiter et Saturne. Une théorie développée par Nelson (1951)[3], Takahashi (1967)[4], Bigg (1967)[5], Wood (1968)[6], Blizard (1969)[7], Ambroz (1971)[8], Grandpierre (1996)[9] et Hung (2007) donne pour raison de ce cycle les « marées » solaires provoquées par les planètes du Système solaire, principalement Vénus, Terre, Mercure, Mars, Jupiter et Saturne. Ching-Cheh Hung, de la NASA, a mis en évidence une relation entre la position des planètes « productrices de marées » (tide-producing planets), Mercure, Vénus, Terre et Jupiter, et 25 tempêtes solaires parmi les 38 plus importantes de l'histoire (la probabilité qu'une telle association soit due au hasard serait de 0,039 %). Hung a également isolé un cycle de 11 ans décrit par le groupe Vénus-Terre-Jupiter correspondant au cycle des taches solaires[10].

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

Les taches solaires[modifier | modifier le code]

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[11] et traitée par BASS 2000[12].

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 au refroidissement consécutif à l'inhibition de la convection de surface par l'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 ont pu conclure que les régions équatoriales du Soleil tournaient plus vite que ses zones polaires, avant de l'être par d'autres moyens plus modernes, comme l'effet Doppler-Fizeau.

L'observation des taches solaires est facile et permet de constater la rotation du Soleil sur lui-même en 27 jours. Les astronomes recommandent de ne jamais regarder directement le Soleil sans lunettes adaptées, en raison des risques élevés de brûlure de la rétine. Un système simple d'observation indirect consiste par exemple à projeter l'image du Soleil sur une feuille de papier à l'aide de jumelles.

Le nombre de Wolf ou Sunspot Number[modifier | modifier le code]

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...). 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[modifier | modifier le code]

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 2 800 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[modifier | modifier le code]

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'on peut imaginer pour les télécommunications, la navigation, le positionnement géographique...

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle
  2. Nombre mensuel moyenné sur une période de 12 mois.
  3. Nelson, J. H., Shortwave Radio Propagation Correlation with Planetary Positions, RCA Review, Princeton, NJ, March 1951.
  4. Takahashi, K., On the relation between the solar activity cycle and the solar tidal force induced by the planets, Solar Physics, 3, 598-602, 1967.
  5. Bigg, E. K., Influence of the planet Mercury on sunspots, The Astronomical Journal, 72, 4, 463-466, 1967.
  6. Long range solar flare prediction: long range prediction of the solar cycle based on planetary effects sur Google Livres K.D. Wood, Denver Research Institute, 1968 - 23 pages
  7. Blizard J. B., Long range solar flare prediction, NASA Report, CR-61316, 1969.
  8. Ambroz, P., Planetary influences on the large-scale distribution of solar activity, Solar Physics, 19, 482-482, 1971.
  9. Grandpierre, A., On the origin of solar cycle periodicity, Astrophysics and Space Science, 243, 393-400, 1996.
  10. CC Hung (2007) Apparent relations between solar activity and solar tides caused by the planets NASA Report, TM-214817, 2007
  11. Page officielle du télescope THEMIS
  12. Page officielle de la base de données solaires BASS 2000

Liens externes[modifier | modifier le code]