L'atmosphère du Soleil est dominée par un merveilleux rythme de flux et de reflux d'activité. Les taches solaires, dont les plus grandes sont visibles même sans télescope, sont des zones de champs magnétiques extrêmement puissants à la surface d'une étoile. Une tache mature typique est blanche et en forme de marguerite. Il se compose d'un noyau central sombre appelé ombre, qui est une boucle de flux magnétique s'étendant verticalement depuis le bas, et d'un anneau plus clair de fibres autour de lui, appelé pénombre, dans lequel le champ magnétique s'étend horizontalement vers l'extérieur.
Taches solaires
Au début du XXe siècle. George Ellery Hale, utilisant son nouveau télescope pour observer l'activité solaire en temps réel, a découvert que le spectre des taches solaires est similaire à celui des étoiles rouges froides de type M. Ainsi, il a montré que l'ombre apparaît sombre car sa température n'est que d'environ 3000 K, bien inférieure à la température ambiante de 5800 K.photosphère. La pression magnétique et gazeuse à l'endroit doit équilibrer la pression environnante. Il doit être refroidi pour que la pression interne du gaz devienne nettement inférieure à la pression externe. Dans les zones "froides" se trouvent des processus intensifs. Les taches solaires sont refroidies par la suppression de la convection, qui transfère la chaleur du dessous, par un champ puissant. Pour cette raison, la limite inférieure de leur taille est de 500 km. Les petites taches sont rapidement chauffées par le rayonnement ambiant et détruites.
Malgré le manque de convection, il y a beaucoup de mouvements organisés dans les patchs, principalement à mi-ombre là où les lignes horizontales du champ le permettent. Un exemple d'un tel mouvement est l'effet Evershed. Il s'agit d'un flux d'une vitesse de 1 km/s dans la moitié externe de la pénombre, qui s'étend au-delà de ses limites sous la forme d'objets en mouvement. Ces derniers sont des éléments du champ magnétique qui s'écoulent vers l'extérieur sur la région entourant le spot. Dans la chromosphère au-dessus, le flux inversé d'Evershed apparaît sous forme de spirales. La moitié interne de la pénombre se déplace vers l'ombre.
Les taches solaires fluctuent également. Lorsqu'une partie de la photosphère connue sous le nom de "pont de lumière" traverse l'ombre, il y a un flux horizontal rapide. Bien que le champ d'ombre soit trop fort pour permettre le mouvement, il y a des oscillations rapides avec une période de 150 s dans la chromosphère juste au-dessus. Au-dessus de la pénombre, il y a des soi-disant. ondes progressives se propageant radialement vers l'extérieur avec une période de 300 s.
Nombre de taches solaires
L'activité solaire passe systématiquement sur toute la surface de l'étoile entre 40°latitude, ce qui indique le caractère global de ce phénomène. Malgré les fluctuations importantes du cycle, celui-ci est globalement d'une régularité impressionnante, comme en témoigne l'ordre bien établi des positions numériques et latitudinales des taches solaires.
Au début de la période, le nombre de groupes et leur taille augmentent rapidement jusqu'à ce qu'après 2 à 3 ans, le nombre maximum soit atteint, et après une autre année - la superficie maximale. La durée de vie moyenne d'un groupe est d'environ une rotation du Soleil, mais un petit groupe ne peut durer qu'une journée. Les plus grands groupes de taches solaires et les plus grandes éruptions se produisent généralement 2 ou 3 ans après que la limite de taches solaires a été atteinte.
Peut avoir jusqu'à 10 groupes et 300 places, et un groupe peut en avoir jusqu'à 200. Le déroulement du cycle peut être irrégulier. Même près du maximum, le nombre de taches solaires peut temporairement diminuer de manière significative.
cycle de 11 ans
Le nombre de taches solaires revient à un minimum environ tous les 11 ans. À l'heure actuelle, il existe plusieurs petites formations similaires sur le Soleil, généralement à de basses latitudes, et pendant des mois, elles peuvent être complètement absentes. De nouvelles taches solaires commencent à apparaître à des latitudes plus élevées, entre 25° et 40°, avec une polarité opposée au cycle précédent.
Dans le même temps, de nouveaux spots peuvent exister aux hautes latitudes et d'anciens spots aux basses latitudes. Les premières taches du nouveau cycle sont petites et ne vivent que quelques jours. Étant donné que la période de rotation est de 27 jours (plus longue aux latitudes plus élevées), ils ne reviennent généralement pas et les plus récents sont plus proches de l'équateur.
Pour un cycle de 11 ansla configuration de la polarité magnétique des groupes de taches solaires est la même dans un hémisphère donné et est de sens opposé dans l'autre hémisphère. Il change dans la période suivante. Ainsi, les nouvelles taches solaires aux hautes latitudes de l'hémisphère nord peuvent avoir une polarité positive puis une polarité négative, et les groupes du cycle précédent à basse latitude auront l'orientation opposée.
Progressivement, les anciennes taches disparaissent et de nouvelles apparaissent en grand nombre et en plus grande taille à des latitudes plus basses. Leur distribution a la forme d'un papillon.
Cycle complet
Parce que la configuration de la polarité magnétique des groupes de taches solaires change tous les 11 ans, elle revient à la même valeur tous les 22 ans, et cette période est considérée comme la période d'un cycle magnétique complet. Au début de chaque période, le champ total du Soleil, déterminé par le champ dominant au pôle, a la même polarité que les taches de la précédente. Lorsque les régions actives se cassent, le flux magnétique est divisé en sections avec un signe positif et un signe négatif. Après que de nombreuses taches apparaissent et disparaissent dans la même zone, de grandes régions unipolaires avec un signe ou un autre se forment, qui se déplacent vers le pôle correspondant du Soleil. Pendant chaque minimum aux pôles, le flux de la polarité suivante dans cet hémisphère domine, et c'est le champ vu de la Terre.
Mais si tous les champs magnétiques sont équilibrés, comment se divisent-ils en grandes régions unipolaires qui régissent le champ polaire ? Cette question n'a pas reçu de réponse. Les champs s'approchant des pôles tournent plus lentement que les taches solaires dans la région équatoriale. Finalement, les champs faibles atteignent le pôle et inversent le champ dominant. Cela inverse la polarité que devraient prendre les premières places des nouveaux groupes, poursuivant ainsi le cycle de 22 ans.
Preuve historique
Bien que le cycle de l'activité solaire ait été assez régulier sur plusieurs siècles, il a connu des variations importantes. En 1955-1970, il y avait beaucoup plus de taches solaires dans l'hémisphère nord, et en 1990 elles dominaient dans le sud. Les deux cycles, culminant en 1946 et 1957, ont été les plus importants de l'histoire.
L'astronome anglais W alter Maunder a trouvé des preuves d'une période de faible activité magnétique solaire, indiquant que très peu de taches solaires ont été observées entre 1645 et 1715. Bien que ce phénomène ait été découvert pour la première fois vers 1600, peu d'observations ont été enregistrées pendant cette période. Cette période est appelée le minimum Mound.
Des observateurs expérimentés ont signalé l'apparition d'un nouveau groupe de spots comme un grand événement, notant qu'ils ne les avaient pas vus depuis de nombreuses années. Après 1715, ce phénomène est revenu. Elle a coïncidé avec la période la plus froide d'Europe de 1500 à 1850. Cependant, le lien entre ces phénomènes n'a pas été prouvé.
Il existe des preuves pour d'autres périodes similaires à des intervalles d'environ 500 ans. Lorsque l'activité solaire est élevée, les champs magnétiques puissants générés par le vent solaire bloquent les rayons cosmiques galactiques à haute énergie qui s'approchent de la Terre, ce qui entraîne moins dela formation de carbone 14. La mesure de 14С dans les cernes des arbres confirme la faible activité du Soleil. Le cycle de 11 ans n'a été découvert que dans les années 1840, de sorte que les observations antérieures à cette époque étaient irrégulières.
Zones éphémères
En plus des taches solaires, il existe de nombreux dipôles minuscules appelés régions actives éphémères qui existent en moyenne moins d'une journée et se trouvent dans tout le Soleil. Leur nombre atteint 600 par jour. Bien que les régions éphémères soient petites, elles peuvent constituer une partie importante du flux magnétique du soleil. Mais comme ils sont neutres et plutôt petits, ils ne jouent probablement pas de rôle dans l'évolution du cycle et du modèle de champ global.
Proéminences
C'est l'un des plus beaux phénomènes que l'on puisse observer lors de l'activité solaire. Ils ressemblent aux nuages de l'atmosphère terrestre, mais sont soutenus par des champs magnétiques plutôt que par des flux de chaleur.
Le plasma d'ions et d'électrons qui composent l'atmosphère solaire ne peut pas traverser les lignes de champ horizontales, malgré la force de gravité. Les proéminences se produisent aux frontières entre les polarités opposées, là où les lignes de champ changent de direction. Ainsi, ce sont des indicateurs fiables des transitions de champ abruptes.
Comme dans la chromosphère, les proéminences sont transparentes en lumière blanche et, à l'exception des éclipses totales, doivent être observées en Hα (656, 28 nm). Lors d'une éclipse, la raie Hα rouge donne aux proéminences une belle teinte rose. Leur densité est bien inférieure à celle de la photosphère, car elle est troppeu de heurts. Ils absorbent le rayonnement par le bas et l'émettent dans toutes les directions.
La lumière vue de la Terre pendant une éclipse est dépourvue de rayons ascendants, de sorte que les proéminences apparaissent plus sombres. Mais comme le ciel est encore plus sombre, ils apparaissent brillants sur son arrière-plan. Leur température est de 5000-50000 K.
Types de protubérances
Il existe deux principaux types de proéminences: calmes et transitoires. Les premiers sont associés à des champs magnétiques à grande échelle qui marquent les limites de régions magnétiques unipolaires ou de groupes de taches solaires. Comme ces zones vivent longtemps, il en va de même pour les proéminences tranquilles. Ils peuvent avoir différentes formes - haies, nuages suspendus ou entonnoirs, mais ils sont toujours en deux dimensions. Les filaments stables deviennent souvent instables et éclatent, mais peuvent aussi tout simplement disparaître. Des proéminences calmes vivent plusieurs jours, mais de nouvelles peuvent se former à la frontière magnétique.
Les proéminences transitoires font partie intégrante de l'activité solaire. Il s'agit notamment des jets, qui sont une masse désorganisée de matière éjectée par une torche, et des amas, qui sont des flux collimatés de petites émissions. Dans les deux cas, une partie de la matière remonte à la surface.
Les proéminences en forme de boucle sont les conséquences de ces phénomènes. Pendant l'éruption, le flux d'électrons chauffe la surface jusqu'à des millions de degrés, formant des proéminences coronales chaudes (plus de 10 millions de K). Ils rayonnent fortement, refroidis et privés de support, descendent à la surface sous la formeboucles élégantes, suivant les lignes de force magnétiques.
Clignote
Le phénomène le plus spectaculaire associé à l'activité solaire sont les éruptions, qui sont une forte libération d'énergie magnétique de la région des taches solaires. Malgré la haute énergie, la plupart d'entre eux sont presque invisibles dans la gamme de fréquences visibles, car l'émission d'énergie se produit dans une atmosphère transparente, et seule la photosphère, qui atteint des niveaux d'énergie relativement faibles, peut être observée en lumière visible.
Les éruptions sont mieux visibles dans la ligne Hα, où la luminosité peut être 10 fois supérieure à celle de la chromosphère voisine et 3 fois supérieure à celle du continuum environnant. En Hα, une grande éruption couvrira plusieurs milliers de disques solaires, mais seules quelques petites taches brillantes apparaissent en lumière visible. L'énergie libérée dans ce cas peut atteindre 1033 erg, ce qui équivaut à la sortie de l'étoile entière en 0,25 s. La majeure partie de cette énergie est initialement libérée sous la forme d'électrons et de protons de haute énergie, et le rayonnement visible est un effet secondaire causé par l'impact des particules sur la chromosphère.
Types d'épidémies
La gamme de taille des fusées éclairantes est large - de gigantesque, bombardant la Terre avec des particules, à à peine perceptible. Ils sont généralement classés par leurs flux de rayons X associés avec des longueurs d'onde de 1 à 8 angströms: Cn, Mn ou Xn pendant plus de 10-6, 10-5 et 10-4 W/m2 respectivement. Donc M3 sur Terre correspond à un flux 3×10-5 W/m2. Cet indicateur n'est pas linéaire car il ne mesure que le pic et non le rayonnement total. L'énergie libérée dans les 3-4 plus grandes éruptions chaque année équivaut à la somme des énergies de toutes les autres.
Les types de particules créées par les éclairs changent en fonction du lieu d'accélération. Il n'y a pas assez de matière entre le Soleil et la Terre pour les collisions ionisantes, elles conservent donc leur état d'ionisation d'origine. Les particules accélérées dans la couronne par des ondes de choc montrent une ionisation coronale typique de 2 millions de K. Les particules accélérées dans le corps de la torche ont une ionisation significativement plus élevée et des concentrations extrêmement élevées de He3, un isotope rare de hélium avec un seul neutron.
La plupart des éruptions majeures se produisent dans un petit nombre de grands groupes de taches solaires hyperactifs. Les groupes sont de grands amas d'une polarité magnétique entourés par l'opposé. Bien que la prédiction de l'activité des éruptions solaires soit possible en raison de la présence de telles formations, les chercheurs ne peuvent pas prédire quand elles apparaîtront et ne savent pas ce qui les produit.
Earth Impact
En plus de fournir de la lumière et de la chaleur, le Soleil impacte la Terre par le biais du rayonnement ultraviolet, d'un flux constant de vent solaire et de particules provenant de grandes éruptions. Le rayonnement ultraviolet crée la couche d'ozone, qui à son tour protège la planète.
Les rayons X doux (longue longueur d'onde) de la couronne solaire créent des couches de l'ionosphère qui fontéventuelle communication radio en ondes courtes. Les jours d'activité solaire, le rayonnement de la couronne (variant lentement) et des éruptions (impulsionnelles) augmente pour créer une meilleure couche réfléchissante, mais la densité de l'ionosphère augmente jusqu'à ce que les ondes radio soient absorbées et que les communications à ondes courtes soient entravées.
Les impulsions de rayons X plus dures (longueur d'onde plus courte) des éruptions ionisent la couche la plus basse de l'ionosphère (couche D), créant une émission radio.
Le champ magnétique rotatif de la Terre est suffisamment puissant pour bloquer le vent solaire, formant une magnétosphère autour de laquelle les particules et les champs circulent. Du côté opposé au luminaire, les lignes de champ forment une structure appelée panache ou queue géomagnétique. Lorsque le vent solaire augmente, il y a une forte augmentation du champ terrestre. Lorsque le champ interplanétaire bascule dans la direction opposée à celle de la Terre, ou lorsque de gros nuages de particules le frappent, les champs magnétiques du panache se recombinent et de l'énergie est libérée pour créer les aurores.
Orages magnétiques et activité solaire
Chaque fois qu'un grand trou coronal orbite autour de la Terre, le vent solaire accélère et une tempête géomagnétique se produit. Cela crée un cycle de 27 jours, particulièrement perceptible au minimum de taches solaires, ce qui permet de prédire l'activité solaire. Les grandes éruptions et autres phénomènes provoquent des éjections de masse coronale, des nuages de particules énergétiques qui forment un courant annulaire autour de la magnétosphère, provoquant de fortes fluctuations du champ terrestre, appelées tempêtes géomagnétiques. Ces phénomènes perturbent les communications radio et créent des surtensions sur les lignes longue distance et autres longs conducteurs.
Le plus intrigant de tous les phénomènes terrestres est peut-être l'impact possible de l'activité solaire sur le climat de notre planète. Le minimum Mound semble raisonnable, mais il y a d'autres effets clairs. La plupart des scientifiques pensent qu'il existe un lien important, masqué par un certain nombre d'autres phénomènes.
Parce que les particules chargées suivent les champs magnétiques, le rayonnement corpusculaire n'est pas observé dans toutes les grandes éruptions, mais seulement dans celles situées dans l'hémisphère ouest du Soleil. Des lignes de force de son côté ouest atteignent la Terre, y dirigeant des particules. Ces derniers sont majoritairement des protons, car l'hydrogène est l'élément constitutif dominant du soleil. De nombreuses particules se déplaçant à une vitesse de 1000 km/s seconde créent un front d'onde de choc. Le flux de particules de faible énergie dans les grandes éruptions est si intense qu'il menace la vie des astronautes en dehors du champ magnétique terrestre.
