Cycle solaire

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Courbe de 3 cycles solaires.

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. Cette activité solaire se caractérise par l'intensité du champ magnétique du Soleil et par le nombre de taches à sa surface.

Histoire

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 Modèle:Lien d'une période moyenne de Modèle:Unité – d'un maximum au suivant – mais la durée peut varier entre Modèle:Unité. L'amplitude des maxima peut varier du simple au triple. Le cycle de Modèle:Nobr 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 fondée sur le nombre de taches. Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761 (voir tableau).

Le cycle 24 a commencé en 2008 et s'est terminé début 2020 comme le suggère l'inversion du champ magnétique solaire rapportée par une équipe indienne[1]Modèle:,[2]. Le maximum du cycle 25 est prévu par le Space Weather Prediction Center pour 2025 et devrait compter Modèle:Nobr[3].

Modèle:Nobr d'observation des taches solaires.
Cycles solaires depuis 1755
Les nombres maximaux et minimaux de taches sont des nombres de taches solaires listés mensuellement.
Modèle:Numéro Début Fin Durée Maximum Nombre maximal de taches Nombre minimal de taches (fin du cycle) Nombre de jours sans taches Commentaires
1 Modèle:Date Modèle:Date 11,3 Modèle:Date 86,5 11,2
2 1766 1775 9 1770
3 1775 1784 9 1778
4 1784 1798 14 1788 Peut-être en réalité deux cycles, dont un qui aurait donc duré moins de Modèle:Nobr.
5 1798 1810 12 1804
6 1810 1823 13 1816
7 1823 1833 10 1828
8 1833 1843 10 1838
9 1843 1855 12 1848
10 1855 1867 12 1860
11 1867 1878 11 1872
12 1878 1890 12 1884
13 1890 1902 12 1894
14 1902 1913 11 Modèle:Date 64,2 Cycle de faible activité.
15 1913 1923 10 1917 Début du maximum moderne.
16 1923 1933 10 1928
17 1933 1944 11 1939
18 1944 1954 10 1947
19 1954 1964 10 1958 ~190 Maximum du maximum moderne.
20 1964 1976 12 1968
21 1976 1986 10 1981
22 1986 mai 1996 10 1991
23 Modèle:Date Modèle:Date 11,6 Modèle:Date 120,8[4] Minimum mensuel moyenné : 1,7. Possiblement le dernier cycle du maximum moderne.
24 Modèle:Date Modèle:Date[5] 2011 (Modèle:1er)
début 2014 (Modèle:2nd pic)		 99
101		 Cycle de faible activité.
25 Modèle:Date[5] Prévu vers 2031 Prévu vers Modèle:Date Prévu à 115 +/- 10

En liaison avec le cycle de Modèle:Nobr, existe un cycle de Modèle:Nobr qui concerne le champ magnétique solaire. En effet, les polarités de ce dernier s'inversent à chaque nouveau cycle de Modèle:Nobr. Un cycle de Modèle:Nobr peut être également mis en évidence en relation avec le cycle des planètes géantes gazeuses Jupiter et Saturne. Une théorie développée par Nelson (1951)[6], Takahashi (1967)[7], Bigg (1967)[8], Wood (1968)[9], Blizard (1969)[10], Ambroz (1971)[11], Grandpierre (1996)[12] 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 Modèle:Unité 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 Modèle:Nobr décrit par le groupe Vénus-Terre-Jupiter correspondant au cycle des taches solaires[13].

Wolf a également remarqué un cycle de variation des maxima d'une période de Modèle:Nobr.

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.

L'observation régulière de l'activité du Soleil, via les taches solaires, remonte au Modèle:S-. Cette activité est aussi enregistrée dans les cernes des arbres par leur concentration initiale en carbone 14 (directement liée à l'intensité des rayons cosmiques), que l'on peut connaître à partir de leur concentration actuelle quand les cernes sont datés précisément. En 2020, une étude de ce type reconstitue l'histoire de la concentration de Modèle:14C dans l'air sur toute la période 969–1933[14]. L'étude confirme la présence du cycle de Schwabe depuis 969, ainsi que l'évènement particulièrement énergétique de 993. Deux évènements similaires non signalés auparavant apparaissent aussi : en 1052 et en 1279.

Les taches solaires

Modèle:Article détaillé

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[15] et traitée par BASS 2000[16].

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 (Modèle:Unité contre environ Modèle:Unité 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 kilomètres.

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° ; 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.

Les taches solaires sont plus sombres et plus froides que la surface du soleil et diminuent donc l'intensité de la radiation solaire. Mais elles s'accompagnent de points lumineux qui augmentent l'intensité de la radiation solaire. C'est l'effet des points lumineux qui l'emporte, de sorte que la radiation solaire est plus élevée lors des périodes de fortes activités solaire[17] (radiation supérieure à la normale d'un facteur de 0,1 % environ).

L'observation des taches solaires est facile et permet de constater la rotation du Soleil sur lui-même en Modèle:Nobr. 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

Modèle:Article détaillé La formule suivante permet de quantifier l'activité solaire, notée Modèle:Mvar, en fonction du nombre de taches Modèle:Mvar, du nombre de groupes de taches Modèle:Mvar, et d'un coefficient Modèle:Mvar corrigeant le résultat en fonction des moyens d'observation (observateur, instrumentModèle:Etc.) : Modèle:Retrait

Lors du cycle 19, le nombre de Wolf a atteint 190 tandis qu'il n'a pas dépassé 70 lors du cycle 14. Malgré son imprécision, le nombre de Wolf a l'intérêt d'exister depuis Modèle:Nobr 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 nModèle:Ind, 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 Modèle:Unité (en W/Hz mModèle:2) donne un indice d'activité solaire plus fiable que le nombre de Wolf. Des mesures sont aussi effectuées sur d'autres fréquences (Modèle:Unité, Modèle:Unité... Modèle:Unité).

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.

Origine

L'origine du cycle solaire, de sa quasi périodicité comme de ses fluctuations, est généralement attribuée au fonctionnement interne de la dynamo solaire[18], mais sans qu'une théorie fiable soit aujourd'hui établie. L'influence de facteurs externes comme les forces de marée (dues surtout à Jupiter, Vénus et la Terre) a été invoquée par certains chercheurs dès 1918[19], et l'est encore aujourd'hui[20].

Conséquences

Modèle:Article détaillé 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. Cela peut avoir des conséquences graves pour les télécommunications, la navigation et le positionnement géographique.

Notes et références

Modèle:Références

Voir aussi

Modèle:Autres projets

Bibliographie

Articles connexes

Liens externes

Modèle:Liens

Modèle:Palette Modèle:Portail

  1. ↑ Modèle:Article
  2. ↑ Modèle:Lien web
  3. ↑ Modèle:Lien web
  4. ↑ Nombre mensuel moyenné sur une période de Modèle:Nobr.
  5. ↑ 5,0 et 5,1 Modèle:Lien web
  6. ↑ Nelson, J. H., Shortwave Radio Propagation Correlation with Planetary Positions, RCA Review, Princeton, NJ, March 1951.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Bigg, E. K., Influence of the planet Mercury on sunspots, The Astronomical Journal, 72, 4, 463-466, 1967.
  9. ↑ Modèle:Google Livres K.D. Wood, Denver Research Institute, 1968 - 23 pages
  10. ↑ Blizard J. B., Long range solar flare prediction, NASA Report, CR-61316, 1969.
  11. ↑ Ambroz, P., Planetary influences on the large-scale distribution of solar activity, Solar Physics, 19, 482-482, 1971.
  12. ↑ Grandpierre, A., On the origin of solar cycle periodicity, Astrophysics and Space Science, 243, 393-400, 1996.
  13. ↑ CC Hung (2007) Apparent relations between solar activity and solar tides caused by the planets NASA Report, TM-214817, 2007
  14. ↑ Modèle:Article.
  15. ↑ Page officielle du télescope THEMIS
  16. ↑ Page officielle de la base de données solaires BASS 2000
  17. ↑ Modèle:Lien web
  18. ↑ Modèle:Lien web
  19. ↑ Modèle:Article, reproduction d'un pli cacheté de 1918.
  20. ↑ Modèle:Article.
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