Le cas du Soleil

Sur le diagramme HR, le Soleil est une étoile de masse plutôt faible. Comme toute étoile de la séquence principale, son équilibre est régi par la compétition entre les réactions nucléaires ayant lieu dans le cœur, tendant à expulser la matière vers l’extérieur et la gravité, tendant à contracter la matière vers le centre. Une étoile de cette masse3 _{et sur la} séquence principale présente une structure interne composée d’une zone radiative interne (dont le cœur nucléaire) et d’une zone convective externe4_{. Dans la zone radiative l’énergie} issue du cœur est transportée par absorption puis réémission (avec une direction différente) de photons par les atomes, principalement d’hydrogène et d’hélium. Ainsi, un photon moyen met environ un million d’années pour traverser cette zone. À mesure que l’on se dirige vers la surface, le gaz devient de moins en moins ionisé et l’opacité augmente : l’efficacité de ce mode de transfert d’énergie est moindre. Lorsque l’opacité du gaz devient trop élevée, la variation de la température du gaz en fonction de la pression est supérieure à ce qu’elle serait si le transfert d’énergie se faisait de manière adiabatique (sans transfert de chaleur) et le milieu devient instable : à ce moment des mouvements de matière apparaissent, qui permettent de transporter de l’énergie thermique par conversion en énergie cinétique. Ainsi les 30 % externes du rayon du Soleil2 _{composent la zone convective.}

La zone externe est composée de la photosphère, d’une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et qui définit la surface, puis de la chromosphère, d’une épaisseur de l’ordre de quinze mille kilomètres et enfin d’une couronne se diluant dans l’espace sur plusieurs millions de kilomètres (voir Fig. 1.2).

Les cycles solaires

La cyclicité solaire, connue depuis le XVIIe siècle, a une période bien établie d’environ 11 ans. Depuis 1609, l’apparition des premières lunettes et des premiers téléscopes a en effet permis l’observation régulière des taches solaires, quelques observations ponctuelles à l’œil nu ayant toutefois été relevées auparavant (la plus ancienne, que l’on doit à Théophraste d’Athènes, remonte au milieu du quatrième siècle a.C.n.). Ces observations routinières consistant à dénombrer le nombre de taches solaires constituent une série de données des plus étendues dans le temps de l’histoire de la science. En Fig. 1.3 sont représentées leurs

3. La masse du Soleil est de M⊙= 1, 9891 × 1030kg ; son rayon est de R⊙= 695 500km.

zone radiative zone convective cœur photosph`ere couronne chromosph`ere

Figure 1.2 – Coupe du Soleil montrant sa structure interne et externe.

occurences depuis 400 ans. Sont également tracées les courbes représentant l’évolution du « nombre de Wolf » RW et celle recensant les occurences d’aurores polaires. Le nombre de Wolf est un autre indicateur de l’activité solaire. On doit sa définition à l’astronome suisse Rudolf Wolf qui fut à l’origine de la procédure de comptage des taches en 1849 à Zurich. Ce nombre s’exprime par la relation suivante : RW = k (F + 10× G) où F est le nombre de taches individuelles, G le nombre de groupes de taches et k un facteur de l’ordre de 1 dépendant des conditions d’observations (lieux et instrumentation), qui permet d’homogé- néiser des mesures effectuées à des époques et à des précisions différentes. Sur cette figure, la fréquence correspondant à une période de 11 ans est très claire (« cycle de Schwabe ») mais une modulation sur des temps plus longs apparaît également (cycles de Gleissberg et de Suess, de périodes respectives supposées de 90 et 200 ans) ; on remarque notamment la période d’absence totale de taches durant la deuxième moitié du XVIIe siècle connue sous le nom de minimum de Maunder. Aujourd’hui, nous savons que cette période fait partie de l’ensemble des grands minima dont fait également partie le minimum de Dalton du début du XIXe siècle, bien que moins flagrant. Des méthodes indirectes basées notamment sur les variations de taux d’isotopes cosmogéniques tels que le 14_{C et le} 10_{Be dans les cernes des} arbres ou dans les carottes glaciaires ont permis de corroborer les résultats obtenus par ob- servations directes. Une revue exhaustive de l’ensemble des méthodes utilisées, permettant de remonter l’histoire des cycles solaires sur plusieurs millénaires et de ses conséquences est donnée par Usoskin (2008) [61].

Questions soulevées

La prise de conscience de tels cycles d’activité de notre astre le plus proche ne peut se concevoir sans provoquer des questions primordiales à propos de leur possible influence sur l’environnement terrestre. Tout d’abord, est-ce que ces cycles de plus grandes périodes, lorsqu’ils se retrouvent dans des phases d’interférences constructives ou destructrices avec le cycle de Schwabe, pourraient avoir une influence notable sur le climat terrestre ? Une réponse tout du moins partielle peut être donnée en évoquant les conditions climatiques qui ont régnées en Europe durant le minimum de Maunder. Il apparaît que cette période correspond à une ère appelée « petit âge glaciaire », au cours de laquelle les températures étaient anormalement basses. Quelle peut donc être l’influence d’un tel climat sur les ac- tivités humaines et sur son économie ?

Figure 1.3 – Courbes représentant les cycles solaires depuis 1610 : le nombres de groupes de taches solaires et le nombre de Wolf [39, 29] ainsi que les occurences d’aurores polaires [36, 39] (au centre) ; variation de la surface solaire au cours d’un cycle d’activité quasi- complet, de 1980 à 1989 (bas et haut)

Si une réponse dénuée d’ambiguïté ne peut être donnée, soulignons toutefois qu’une cor- rélation forte entre le coût de la farine en Angleterre (au Moyen-Âge, soit à l’époque dans un système économique clos), et les prémices de l’apparition du minimum de Maunder a récemment été établie [53].

Enfin, nous voyons en Fig. 1.3 que les maxima d’activité solaire correspondent à un accrois- sement de taux d’apparition d’aurores polaires, qui sont des phénomènes magnétiques5_{. De} fait, les orages magnétiques générés par les éjections de masse coronale lors de maximum d’activité solaire sont responsables de fluctuations de l’intensité du champ magnétique ter- restre, principalement la composante horizontale ; de bruit électrique induit dans les câbles téléphoniques et électriques6_{; finalement, de perturbations importantes de la propagation} ionosphérique des ondes radioélectriques.

Il est donc primordial de comprendre les mécanismes moteurs de la cyclité solaire ; d’une part parce cette question possède des enjeux socio-économiques et environnementaux im- portants ; d’autre part, parce que la richesse des phénomènes observés à la surface solaire nécessite un cadre explicatif théorique qui constitue un défi que la physique moderne n’a pas (encore) été en mesure de relever, malgré l’abondance de théories explicatives. Nous savons grâce au satellite SoHO que c’est en comprenant la dynamique interne que nous pourrons caractériser ces mécanismes externes [60].

5. En effet lors d’un orage solaire faisant suite à une éruption chromosphérique, un afflux de particules chargées éjectées par le Soleil entrent en collision avec le bouclier que constitue la magnétosphère terrestre. Des particules électrisées à haute énergie peuvent alors être captées et canalisées par les lignes du champ magnétique terrestre du côté nuit de la magnétosphère (la queue) et aboutir dans les cornets polaires. Lors de reconnexion des lignes de champ magnétiques, ces particules sont réaccélérées en direction des pôles terrestres. Ces particules, (électrons et parfois protons), excitent ou ionisent les atomes de la haute atmosphère, en émettant un photon. La composition de ces ions (oxygène, hydrogène, azote, ...) dépendant de l’altitude est à l’origine des variations de teintes des nuages, draperies, rideaux, arcs, rayons qui se déploient dans le ciel à des altitudes comprises entre 80 et 1 000 km.

6. En 1965, une énorme panne de courant avait plongé les habitants du continent Nord-Américain dans l’obscurité, soit 30 millions de personnes sur 200 000 km2_{. En 1989, une panne de même origine a touché}

Cycle de Suess Cycle de Gleissberg Cycle de Schwabe ∆T (◦C₎ 11 ans 90 ans 200 ans Somme des composantes 1900 1950 2000 2050 -0.4 -0.2 0 0.2 0.4

Year’s Wheat Prices in the Middle Ages England

Years

Prices

Year’s Prices Long term Model

Figure1.4 – Courbes représentant les cycles de Schwabe, Gleissberg, et Suess (à gauche) [60] ; variations en température au cours des 2000 dernières années, reconstruites d’après 10 modèles différents (au centre) [33, 41, 13, 10, 18, 42, 34, 30, 43, 46] ; variations des cours de farine sur le marché anglais au cours de la période 1259-1702, avec une période de transition de 1530 à 1610 (à droite) [53].

Découverte de l’activité magnétique solaire

En 1908, George Hellery Hale relate la première observation de champs magnétiques à la surface du Soleil, plus exactement sur les taches solaires [25]. Cette première observa- tion fut motivée par un double constat physique : premièrement, qu’un disque en ébonite chargé et mis en rotation produisait un champ magnétique capable de défléchir une ai- guille suspendue au dessus de celui-ci [54] ; deuxièmement, qu’un gaz composé notamment de carbone, lorsque soumis à de fortes températures, émet des charges négatives en grandes quantités. Si donc des mouvements de matière rapides sont présents dans ce gaz, tel que cela a été observé lors d’éruptions solaires, l’asymétrie entre la masse des particules char- gées positivement et celle des particules chargées négativement serait susceptible de générer des perturbations électromagnétiques. Or les conditions à la surface du Soleil sont telles que le gaz y est partiellement ionisé ; de plus il était su que les taches solaires sont le siège de vortex, mouvements circulaires de matière. Toutes les conditions sont donc réunies pour qu’un champ magnétique y soit généré.

Peu de temps auparavant (en 1896), Pieter Zeeman découvrait l’effet qui porte aujour- d’hui son nom : les raies spectrales d’une source de lumière soumise à un champ magnétique se dédoublent en plusieurs composantes, chacune d’elles présentant une certaine polarisa- tion [67]. C’est cet effet qui fut exploité dans l’observation menée par Hale, qui aboutit à la découverte de composantes d’un doublet de polarisations circulaires opposées. Cette découverte permit d’interpréter l’origine des taches solaires : celles-ci correspondent en fait à l’émergence d’un tube de flux magnétique, la pression magnétique présente dans ce tube de flux repoussant la matière à l’extérieur (la matière dans le tube de flux, se retrouvant de densité moindre, présente alors un mouvement ascendant par rapport à son milieu en- vironnant ainsi qu’une luminosité moindre). En effet les taches solaires émergent presque toujours deux à deux : une tache de tête (la plus à l’Est lorsque l’on regarde le disque solaire) et une tache dite de queue.

La polarité de ces régions actives obéit à la loi de Hale [26, 27], selon laquelle durant un cycle de 11 ans, la polarité de la tache de tête est la même pour toutes les régions bipo- laires dans un même hémisphère et est opposée à la polarité de la tache de tête dans l’autre hémisphère. Cet ordre de polarité s’inverse à la fin d’un cycle de Schwabe, la polarité de

la tache de tête du cycle précédent devient alors la polarité de la tache de queue. Ainsi un cycle de Schwabe correspond à un demi-cycle magnétique, appelé cycle de Hale.

Les observations montrent en outre certaines propriétés particulières de l’évolution et de

Figure 1.5 – Diagramme papillon : position (projection planaire) et polarité des taches solaires pour chaque rotation solaire depuis 1975 (à gauche). Crédit : nasa/msfc/nsstc. Tache solaire et planète Terre, à l’échelle. Crédit : Royal Swedish Academy of Sciences la morphologie des taches : (i) celles-ci se forment essentiellement dans des latitudes situées aux alentours de 30◦ _{et migrent progressivement vers l’équateur au cours d’un demi-cycle} magnétique ; (ii) statistiquement, la droite reliant les deux centres des taches de polarité opposées forme un petit angle avec la direction Est-Ouest. Cette inclinaison augmente ap- proximativement linéairement avec la latitude d’émergence des taches : l’angle est d’environ 10◦ aux moyennes latitudes et n’est plus que de 4◦ près de l’équateur [64]. Cette règle est connue sous le nom de loi de Joy [26]. (iii) La tache de tête apparaît bien formée, alors que celle de queue possède un aspect plus dispersé et fragmenté. En parallèle de cette activité, on observe également une inversion de polarité aux pôles. Ces caractéristiques principales ainsi que l’inversion de polarité au cours d’un cycle sont illustrées en Fig. 1.5, à l’aide de ce que l’on appelle un diagramme papillon.