Les Taches Solaires et le Cycle Solaire: Du Minimum au Maximum

Taches solaires sur la surface du Soleil — *Vue d'un très grand groupe de taches solaires depuis l'Observatoire de la dynamique solaire de la NASA en octobre 2014. Crédits: NASA*

Le Cycle Solaire de 11 Ans

Le Soleil suit un cycle d'activité magnétique d'environ 11 ans, marqué par des variations dans le nombre de taches solaires. Ces taches, découvertes par Galilée en 1610, apparaissent comme des zones sombres à la surface solaire en raison de leur température plus basse (environ 3800 K contre 5800 K pour la photosphère environnante).

Origine magnétique des taches solaires

Émergence des flux magnétiques

Les taches solaires apparaissent lorsque des flux magnétiques intenses émergent depuis l’intérieur du Soleil et percent la photosphère, la couche visible de notre étoile. Ces champs magnétiques inhibent localement la convection, ce qui réduit le transport de chaleur vers la surface. En conséquence, la température dans ces régions chute d’environ 1500 K par rapport à la photosphère environnante, les rendant visiblement plus sombres.

Le rôle de la dynamo solaire

Le mécanisme à l’origine de cette émergence est lié à la dynamo solaire, un processus complexe généré par la rotation différentielle du Soleil et les mouvements turbulents du plasma dans sa zone convective. Les lignes de champ magnétique s’enroulent, se tordent et finissent par se reconnecter ou s’élever à travers la surface, formant des boucles coronales et des taches solaires.

Une inversion magnétique tous les 11 ans

Tous les 11 ans environ, le champ magnétique du Soleil s’inverse complètement: le pôle nord devient sud et vice versa. Cette inversion marque la transition entre deux cycles et explique la montée progressive de l’activité solaire vers un maximum (nombreuses taches, éruptions fréquentes, éjections de masse coronale), suivi d’un retour vers le minimum (peu ou pas de taches solaires, faible activité).

Intensité du champ magnétique

La densité du champ magnétique dans une tache solaire peut atteindre jusqu’à \(\sim 0.3\,\text{Tesla}\), soit plusieurs milliers de fois plus que le champ magnétique terrestre. Ces structures magnétiques sont souvent bipolaires, avec une polarité nord et sud, illustrant leur origine dans les tubes de flux magnétiques.

Tableau des Cycles Solaires depuis le début des observations

Historique des 25 Cycles Solaires
Cycle	Période	Nombre maximal de taches	Durée (années)
Cycle 1	1755-1766	86,5	11,3
Cycle 2	1766-1775	115,8	9,0
Cycle 3	1775-1784	158,5	9,3
Cycle 4	1784-1798	141,2	13,6
Cycle 5	1798-1810	49,2	12,2
Cycle 6	1810-1823	48,7	12,8
Cycle 7	1823-1833	71,5	10,5
Cycle 8	1833-1843	146,9	9,8
Cycle 9	1843-1855	131,6	12,4
Cycle 10	1855-1867	97,9	11,3
Cycle 11	1867-1878	140,5	11,8
Cycle 12	1878-1890	74,6	11,3
Cycle 13	1890-1902	87,9	11,8
Cycle 14	1902-1913	64,2	11,5
Cycle 15	1913-1923	105,4	10,0
Cycle 16	1923-1933	78,1	10,1
Cycle 17	1933-1944	119,2	10,4
Cycle 18	1944-1954	151,8	10,2
Cycle 19	1954-1964	201,3	10,5
Cycle 20	1964-1976	110,6	11,4
Cycle 21	1976-1986	164,5	10,3
Cycle 22	1986-1996	158,5	9,7
Cycle 23	1996-2008	120,8	12,3
Cycle 24	2008-2019	116,4	11,0
Cycle 25	2019-2030 (prédit)	115 (estimé)	11 (estimé)

Source: SILSO Sunspot Index and Long-term Solar Observations (nouvelle fenêtre) et NASA Solar Physics (nouvelle fenêtre).