Un chat du Cheshire (*) – Les taches solaires disparaîtront-elles entièrement en 2015 ?

Watts Up With That
jeudi 11 juin 2009

 

© SOHO

Soleil sans taches 22/02/2009

Des conditions physiques dans l’infrarouge à 1,5 micron, comprenant l’intensité maximale du champ magnétique et la température, ont été observées par spectroscopie dans 1391 taches solaires de 1990 à 2009 (1). Nous soulignons la différence quantitative entre nos mesures de taches solaires dans l’infrarouge et les résultats en lumière visible de la majorité des magnétographes solaires utilisés de par le monde. Ces dernières sont compromises par la diffusion de la lumière et mesurent le flux non l’intensité du champ. Une limite inférieure de ~1800 gauss est requise pour formerl’ombre de la tache. Le maximumde l’intensité du champ dans l’ombre a décliné au cours de la période ci-dessus, peut-être parce que les taches ont diminué de taille en moyenne. Il faut remonter aux années 1910 pour dénombrer autant de jours sans taches que ce minimum solaire actuel (2). Le comportement en chat du Cheshire est lié aux champs magnétiques de surface qui apparaissent souvent sans être accompagnés de taches sombres.

 

Les taches solaires se comportent récemment comme un chat du Cheshire : le sourire est là (champs magnétiques) mais le corps est absent (pas de marques sombres). Nous ne sommes pas certain en ce qui concerne les cycles passés, mais, à présent, les taches solaires, avec leurs ombres et pénombres habituelles, ont du mal à se matérialiser. Pendant des centaines d’années, le Soleil a montré une altération périodique dans son activité où le nombre de taches solaires augmente puis décroît tous les 11 ans environ. Les taches solaires sont des régions sombres sur le disque solaire avec des intensités du champ magnétique supérieures à 1500-1800 gauss. Le dernier maximum de taches solaires s’est produit en 2001. Les taches solaires magnétiquement actives à cette époque (Figure 1a) ont produit des éruptions puissantes, provoqué de grandes perturbations géomagnétiques etmis en panne quelques technologies spatiales. 

 

© inconnu

Figure 1a. Une image d’une tache solaire près du maximum du dernier cycle solaire, le cycle 23, prise au télescope McMath-Pierce le 24 octobre 2003. Les taches solaires montrent nettement une ombre centrale sombre entourée d’une pénombre plus brillante et filamentaire. Les champs magnétiques observés ici vont de 1797 à 3422 gauss.

À présent, en quittant sans doute un profond minimum solaire, rien de plus que de minuscules taches ou «pores», ont été observées depuis quelque temps (Fig.1b)

 

© SOHO

Figure 1b. Une image d’un pore – une minuscule tache solaire sans structure de pénombre – prise avec l’instrument MDI de la sonde SOHO, le 11 janvier 2009; c’est un exemple de ce que nous observons aujourd’hui lors du minimum solaire. Le plus grand pore avait un champ magnétique de 1969 gauss. Actuellement, la surface solaire est majoritairement sans taches. Les deux images ont la même échelle spatiale et font grossièrement 360 Mm (360 000 km – NdT) dans le sens horizontal.

 

Dans le minimum solaire actuel, le nombre de jours sans taches n’a pas été égalé depuis 1914 (2), voir Figure 2. Certains regardent cette figure et se sentent rassurés, c’est déjà arrivé auparavant. D’autres y voient une anomalie.

 

© Livingston, Penn

Figure 2. Nombre de jours sans taches lors des précédents minima solaires.

 

Pourquoi un manque d’activité des taches solaires est-il intéressant ? Durant la période allant de 1645 à 1715, le Soleil entra dans une phase de faible activité dite le Minimum de Maunder. Pendant une période équivalente à plusieurs cycles solaires, le Soleil montra peu de taches solaires. Des modèles de l’irradiance solaire suggèrent que le flux d’énergie solairereçu par la Terre diminua durant cette période, et que cetteaccalmie de l’activité solaire peut expliquer les basses températures enregistrées en Europe au cours du Petit âge glaciaire (3).

En 1990, travaillant avec S. Solanki, nous avons commencé au télescope McMath-Pierce des mesures exploratoires de l’intensité du champ magnétique infrarouge, de la température et de la brillance dans l’ombre des taches solaires. Ces observations utilisent la méthode de mesure la plus sensible aux champs magnétiques des taches solaires: dédoublement par effet Zeeman de la raie spectrale infrarouge du Fe I à 1565 nm. Cet effet donne l’intensité totale du champ, non le flux (voir ci-dessous). Parce que le dédoublement spectral est toujours total dans l’ombre des taches solaires, la mesure est indépendante des effets de la turbulence atmosphérique (pourvu que la raie soit visible). La température a été déduite de la profondeur des raies voisines du OH moléculaire. Des températures plus hautes signifient une intensité de continuum plus brillante et un OH plus faible. Commencé en 2000, ce travail est devenu systématique, où chaque tache était mesurée une seule fois au point le plus sombre de son ombre. L’ensemble des données résultant, de 1391 observations, représente la plus longue séquence temporelle d’intensité de champ totale dans les taches solaires. La figure 3 est un tracé graphique de ces observations.

 

 

© Livingston, Penn

Figure 3. Champ magnétique maximal en fonction de la brillance du continuum pour toutes les données 1990-2009

Nous pensons que la majorité de la dispersion est réelle; les erreurs sont probablement en intensité et non dans la force du champ. La transparence du ciel et la qualité d’image, ou l’observation, sont bien entendu quelque peu variables et affectent l’intensité. Les données avec des nuages évidents ont été écartées. Deux conclusions: 1) il n’y a pas une relation unique entre la brillance des taches solaires et le champ magnétique, et 2) la limite inférieure du champ magnétique pour produire un marquage sombre se situe vers 1500-1800 gauss. Cette limite inférieure est incertaine à cause du bruit affectant les signaux d’intensité (brillance).

On a trouvé également que les intensités du champ magnétique dans les ombres diminuaient en moyenne avec le temps, indépendamment du cycle solaire. Ou bien il se peut que les taches deviennent simplement plus petites (4). OH a pratiquement disparu aujourd’hui. Une simple extrapolation linéaire de nos données magnétiques suggère que les taches solaires pourraient largement disparaître en 2015, en supposant la limite inférieure de 1800 gauss, voir figure 4.

 

 

© Livingston, Penn

Figure 4. L’intensité totale du champ est tracée en fonction du temps, durant la période allant de 1992 à février 2009; une moyenne mobile à 12 points est affichée, et un ajustement linéaire des données est effectué. À part quelques mesures, on a constaté que la tendance linéaire continue dans tout le minimum solaire actuel.

On a trouvé précédemment que la brillance et les champs magnétiques des grandes taches solaires tels qu’observés avec les télescopes au sol changeaient en accord avec le cycle solaire (5). Les magnétographes solaires automatiques (p. ex. Mont Wilson, Kitt Peak, SOHO) mesurent le flux magnétique de surface en utilisant les signaux de polarisation spectrale de l’effet Zeeman. Les mesures de flux sont affectées par la diffusion lumineuse; les champs qu’ils en déduisent dans l’ombre des taches solaires sont bien inférieurs, souvent d’un facteur de deux, que l’intensité de champs donnée par le dédoublement Zeeman de la raie Fe 1564 nm (6). Cette dernière n’implique pas une mesure de polarisation. Les instruments magnétographes, cependant, sont en usage général à la fois dans l’espace et au sol – avec une période de temps remontant à 50 ans. Ils enregistrent le flux magnétique hors des taches solaires (ce que ne peut faire le simple dédoublement non polarisé Fe 1564 nm) et ont détecté ledébut des prochaines régions actives du cycle solaire. Cette déduction est basée sur l’inversion de polarité magnétique aux hautes latitudes solaires, le «cycle Hale». Pourtant toutes les taches du nouveau cycle solaire 24 que nous avons observées ont été de minuscules «pores» sans pénombre (p.ex. figure 1). Presque toutes ces caractéristiques ne sont observées que dans des magnétogrammes et sont difficiles ou impossibles à voir sur des images en lumière blanche. D’où l’analogie avec le chat de Cheshire [Roberts, 2009]

Les explications physiques de ce minimum extrême sont pour le moment spéculatives. Les créateurs de modèles invoquent un transport de flux, des flux méridionaux et autres mécanismes en dessous de la surface solaire. Que cette vigueur diminuée des taches solaires soit indicative d’un autre Minimum de Maunder reste à voir. Nous devrions mentionner également que le vent solaire serait dans un état d’énergie plus faible qu’observé depuis que les mesures ont commencé il y a presque 40 ans (7). L’effet chat du Cheshire persistera-t-il?

W. Livingston, National Solar Observatory, 950 N. Cherry Ave, Tucson AZ 85718;

M. Penn, National Solar Observatory, Tucson AZ

 

Références :

1. Penn, M.J. and Livingston, W., Temporal Changes in Sunspot Umbral Magnetic
Fields and Temperatures, (Changements temporels dans le magnétisme des ombres des taches solaires) Astrophysics Journal, 649, L45-L48, (2006).
2. Janssens, J., site Internet Spotless days (Jours sans taches), (2009)
3. Lean, J., A. Skumanich, and O. White, Estimating the Sun’s Radiative Output
During the Maunder Minimum, (Estimation de l’émission radiative du Soleil pendant le Minium de Maunder )Geophysical Research Letters, 19(15), 1591 – 1594 (1992).
4. Schad, T.A., and Penn, M.J. (2008), Solar Cycle Dependence of Umbral
Magneto-Induced Line Broadening (Dépendance du cycle solaire de l’élargissement des lignes de l’ombre induites par le magnétisme), EOS Trans. AGU 89(23), Jt. Assem. Suppl. Abstract
SP41B-06 (2008).
5. Albregtsen, F. and Maltby, P., Solar Cycle Variation of Sunspot Intensity, (Variation de l’intensité des taches solaires lié au cycle solaire) Solar
Physics
, 71, 269-283 (1981).
6. Communication privée de J. Harvey, (2009).
7. Fisk, L.A., and Zhao, L., The Heliospheric Magnetic Field and the Solar Wind
During the Solar Cycle, in Universal Heliophysical Processes, (Le champ magnétique héliosphérique et le vent solaire durant le cycle solaire dans les processus héliophysiques universels) Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, Volume 257, pp 109-120 (2009).

 

Remerciements :

Roberts, Harry, Sydney Observatory, communication privée; réponse sur le Chat du Cheshire (2009).

Une version PDF de cet article (en anglais) est disponible ici.

 

(*) http://fr.wikipedia.org/wiki/Chat_du_Cheshire – NdT

(**) http://fr.wikipedia.org/wiki/Observatoire_de_Kitt_Peak – NdT

Traduction française: Henri R.

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