Le cycle solaire


Petit historique

Samuel Heinrich Schwabe (1844) a montré que le nombre apparent de taches sur la surface du Soleil suivait un cycle périodique de 11 ans (voir premier graphe de la figure).

Edward Walter Maunder (1904) compléta la description en montrant que les taches apparaissaient tout d’abord aux hautes latitudes (maximum 40°) puis de plus en plus bas à mesure que le cycle avançait (minimum 5°). Cette description est connue sous le nom de « Diagramme Papillon » (voir second graphe de la figure). A cette époque, le caractère magnétique des taches solaires n’était pas connu. C’est Georg Ellery Hale qui le mit en évidence au début du XXe siècle.

Nombre moyen de taches solaires
zurich.png
Evolution temporelle du nombre moyen de taches solaires par mois entre 1750 et 2000
Crédit : NASA
Diagramme Papillon
images/butterfly.png
Variation de la latitude d’apparition des taches solaires en fonction du temps pour les deux hémisphères solaires. EQ : Equateur Solaire ; 30N : 30° de latitude Nord ; 30S : 30° de latitude Sud.
Crédit : NASA

Ce cycle de 11 ans appelle le cycle solaire. La période de 11 ans est en fait une valeur moyenne. Entre 1700 et aujourd’hui les cycles ont varié entre 9 ans et 14 ans pour les valeurs extrêmes.

On peut facilement constater d’après la première figure que le nombre de taches au cours de chaque cycle varie énormément. Il est très difficile, encore à l’heure actuelle, de prévoir les niveaux du cycle à venir et de nombreuses équipes y travaillent à travers le monde. La figure suivante montre la prévision pour le nouveau cycle (numéro 24) dont le début est prévu pour la mi-2007.

images/ssn_predict_june09.gif
Nombre de taches solaires au cours du cycle solaire 23 (1996-2007) et la prévision pour le cycle 24 (2008-2019). En fait, le nouveau cycle n’a toujours pas vraiment commencé : à la mi-2009, le nombre de taches observées sur le Soleil est encore proche de zéro (mais les quelques taches apparues ont la nouvelle polarisation). La photo de fond est une image du Soleil en rayon X. La grande zone noire est un trou coronal, tandis que les zones les plus brillantes correspondent à des régions actives du Soleil.
Crédit : NASA/MSFC/Hathaway

Le "vrai" cycle solaire

Enfin, le « vrai » cycle solaire est plutôt de 22 ans si l’on tient compte de la polarité globale du Soleil. En regardant le Soleil dans sa globalité (grande échelle), il se comporte comme si une barre aimantée, placée en son centre, tournait de façon plus ou moins régulière. Après 11 ans, les pôles nord et sud sont inversés ; il faut attendre de nouveau 11 ans (en moyenne toujours) pour retrouver l’orientation initiale des pôles. La Terre aussi a vu l'inversion de l'orientation de ses pôles magnétiques dans son histoire. La dernière fois, c’était il y a 740 000 ans …

L’aspect du champ magnétique à grande échelle change considérablement au cours du cycle (voir figure).

Orientation des lignes de champ magnétique
corona1.pngcorona2.pngcorona3.png
Orientation des lignes de champ magnétique coronal (en violet) lors d’un minimum solaire (en haut), du maximum suivant (au milieu) et du minimum suivant (en bas). L’axe Nord-Sud se réfère à l’axe de rotation du Soleil
Crédit : Observatoire de Paris - Adapté du dessin original de B. Forsyth

L'activité éruptive

Le cycle solaire est aussi un indicateur de l’activité éruptive du Soleil. Le nombre d’éruptions solaires suit en effet la même courbe : réduit au moment du minimum des cycles, il augmente très fortement pour atteindre un maximum aux alentours du maximum du cycle (en fait, les derniers travaux sur le sujet sembleraient montrer que le maximum d’activité est atteint environ deux ans après le maximum du cycle).

Bien sûr, tout ceci n’est que statistique et ne concerne que le nombre d’éruptions. Du point de vue de l’intensité, de très fortes éruptions sont souvent enregistrées pendant la phase de décroissance des cycles.

Film montrant l’aspect de la couronne solaire à différents moments du cycle 23 (1996-2007). Lors du minimum du cycle (1996), la couronne est relativement homogène. A mesure que l’activité augmente, le nombre de zones très brillantes augmente.
Crédit : SOHO-EIT / ESA & NASA