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L'activité du Soleil

Aperçu

Les étoiles de la séquence principale de masse moyenne, comme notre Soleil, représentent un îlot de stabilité lorsqu'on les compare à la plupart des autres étoiles. Elles maintiennent sur des durées très longues un éclat et des caractéristiques pratiquement constants. Elles sont pourtant sujettes aussi à des variations dont l'étude du Soleil ici encore peut donner la meilleure idée.

Les variations du Soleil peuvent se manifester sur des échelles de temps et d'énergie très diverses. Certaines sont très longues (plusieurs années à plusieurs siècles) et cycliques, et peuvent affecter de façon notable l'éclat du Soleil, peut-être son diamètre. Le plus évident de ces cycles est celui du nombre de taches visibles sur la photosphère solaire, qui suit une période moyenne de 11 ans environ. Mais il existe aussi d'autres variations plus brèves, sporadiques, qui se manifestent préférentiellement à des moments précis de ce cycle, justement. Ce sont les éruptions solaires.

Les éruptions résultent de divers ajustements brutaux du champ magnétique solaire. Elles s'accompagnent d'éjections explosives de matière très chaude (jusqu'à vingt millions de degrés, soit davantage qu'au coeur du Soleil), le long de lignes de champ magnétique. Contrairement, par exemple, aux naines rouges, également sujettes à de telles crises, l'énergie émise, à diverses longueurs d'ondes, à ces instants modifie assez peu l'éclat global de notre étoile. Ces accès de violence définissent ce que l'on appelle l'activité du Soleil.

Rouages

De façon générale, les variations qui affectent le Soleil et les autres étoiles qui lui sont comparables, proviennent de ce que l'énergie produite dans le coeur d'une étoile n'est pas acheminée directement à la surface. Une partie considérable sert à mettre en mouvement, dans l'enveloppe, de grands rouleaux convectifs par lesquels s'extrait la chaleur de la fournaise centrale. Le déplacement de cette matière chargée électriquement engendre un champ magnétique. Une portion de l'énergie pourra donc aussi être emmagasinée, dans une proportion plus ou moins importante, sous cette forme. Au bout du compte, l'étoile disposera ainsi de plusieurs réservoirs par lesquels transite l'énergie qu'elle produit avant d'être évacuée dans l'espace. Ces réservoirs se remplissant et se vidant, les uns dans les autres ou vers l'extérieur, à leur rythme propre vont jouer, pour le funambule stellaire, comme autant balanciers couplés entre eux. L'équilibre assuré globalement pourra ainsi se manifester à travers des variations, parfois sensiblement périodiques, parfois plus erratiques, de la luminosité, du champ magnétique, de la vitesse de rotation, etc.

Le cycle des taches

Le signe le plus plus visible de l'activité du Soleil est le nombre de taches que l'on peut dénombrer à sa surface. Celui-ci est très variable au cours du temps. Comme l'a découvert Heinrich Schwabe, en 1843 (après une série d'observations démarrées en 1826), le nombre suit un cycle de 11 ans environ.

La période de onze ans n'est pas stricte et la longueur des cycles semble être modulée par des périodes plus longues; il apparaît par ailleurs que tous les cycles ne sont pas également actifs. Il peut y avoir des cycles très riches en taches, suivis d'autres très pauvres, sans que la logique qui préside à pareille succession ne soit très claire.

Taches photosphériques
(Source : Andy Homeyer's Place).

La région d'apparition des taches varie elle aussi au cours du cycle. Après une période où les taches sont peu nombreuses ou même complètement absentes, de nouvelles taches apparaissent par groupes à des latitudes moyennes (disons vers 35°), à peu près symétriquement dans chaque hémisphère. Pendant quatre à cinq ans, le nombre s'accroît nettement, et leur région région d'apparition privilégiée se rapproche de l'équateur (vers 10°), où elles seront de plus en plus fréquentes, jusqu'à ce que au terme du cycle le nombre des taches chute assez brutalement. Ce comportement se retrouve exprimé par la forme en "ailes de papillon" du diagramme ci-dessous, où sont répertoriées les taches apparues sur le Soleil au cours des six derniers cycles de taches.

Les taches ne sont pas les seuls indices des changements qui affectent le Soleil au cours d'un cycle donné. Les taches se forment dans des régions de la photosphère devenues précédemment un plus brillantes (facules) et qui se prolongent dans la chromosphère sous forme de plages claires, elles-mêmes associées aux protubérances qui se développent dans la couronne, et qui seront peut-être à l'origine de grosses projections de matière dans l'espace, les éjections coronales.

Position des taches en fonction de la latitude depuis 1945.
(Source : Nasa / Solar Physics Homepage).

Quand la dynamo solaire s'emberlificote...

Tous ces phénomènes ont un point commun : le champ magnétique du Soleil et ses caprices. Celui-ci, créé et entretenu par un mécanisme de "dynamo" impliquant les déplacements de matière électrisée dans les régions internes de l'enveloppe, a une forme bipolaire (comme celui de la Terre) lorsqu'il est dans sa configuration la plus simple. Une situation qui correspond au tout début du cycle. Mais le Soleil est composé d'un plasma (gaz électriquement chargé), dont la rotation est variable en fonction de la latitude. Or, dans un tel fluide la forme du champ magnétique est intimement liée aux mouvements de matière (on dit même qu'il s'y trouve "gelé"). Il s'ensuit que la rotation différentielle du Soleil va créer un enroulement particulier et des tensions, des contraintes diverses dans l'intensité du champ magnétique. Les lignes de champ se brisent et se renouent alors de manière compliquée. La morphologie complexe qui en résulte est exprimée notamment par l'apparition des taches sombres qui marquent la position des points de resserrement des lignes de champ. Et tout cela persiste jusqu'à ce que la situation soit suffisamment inextricable pour que des mesures drastiques soient prises : le champ magnétique se relaxe brusquement, et redevient bipolaire. Cette simplification se traduit par une chute abrupte du nombre de taches. Elle est également accompagnée d'un inversion de la polarité globale du Soleil : ce qui était le pôle nord magnétique lors de la phase qui vient de s'achever devient pour les 11 prochaines années le pôle sud, et vice-versa. Après ce second cycle de taches, la situation sera entièrement rétablie, si bien que le cycle magnétique réel du Soleil n'est pas de 11 ans, comme c'est le cas pour le cycle des taches, mais bien plutôt de 22 ans.

Les éruptions

La période de maximum d'activité ne se traduit pas seulement par la présence d'un plus grand nombre de taches dans la photosphère solaire. Les vives convulsions qui agitent le champ magnétique de l'étoile s'accompagnent aussi très souvent par des phénomènes de haute énergie, les éruptions solaires. On peut décrire une éruption comme une tempête magnétique, qui puise l'énergie qu'elle libère soudainement dans les régions de la couronne où le champ magnétique est particulièrement fort et tarabiscoté - c'est-à-dire essentiellement dans la région sous laquelle se trouvent les taches photosphériques.

Déclenchement d'une éruption.
(Source : Nasa / Solar Physics Homepage).

Les éruptions, phénomènes complexes, peuvent revêtir des caractéristiques très variables. Mais typiquement une telle crise démarre en quelques minutes seulement, et s'apaise ensuite en quelques heures. Elle est initiée par l'apparition d'une petite plage très brillante dans la chromosphère, à partir de laquelle est éjectée une quantité énorme de matière portée à une température qui peut avoisiner les 20 millions de kelvins. Cela s'accompagne de violentes secousses sismiques dans le Soleil (leur intensité, évaluée à 11,3 sur l'échelle de Richter, dépasse largement celle des plus forts tremblements de Terre) et d'une intensification formidable du vent solaire qui pourra alors transporter lui-même, par bouffées, d'énormes quantités d'énergie dans l'espace interplanétaire.