Astronomie Québec n°1-2 jui/aoû 2012
Astronomie Québec n°1-2 jui/aoû 2012
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-2 de jui/aoû 2012

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 36

  • Taille du fichier PDF : 5,0 Mo

  • Dans ce numéro : le baiser de Vénus.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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avec Stéphane Lemon La photosphère — Première partie NE JAMAIS OBSERVER LE SOLEIL SANS FILTRE SOLAIRE ADÉQUAT ! La photosphère constitue la couche externe du Soleil. À sa surface, on observe une structure granulée ; les granules sont communément appelées « grains de riz »). La taille d’un grain de riz avoisine les 1000 km, et ceux-ci ne durent que quelques minutes à peine. Ce sont des bulles de gaz chauds qui remontent en surface de l’intérieur du Soleil ; en libérant des photons (particules de lumière), ils se refroidissent et retombent vers les profondeurs tandis que d’autres remontent. Ce cycle perpétuel donne l’impression d’un bouillonnement général (figure 1). Sur la photosphère, on distingue souvent près des taches des zones légèrement plus claires ou plus intenses ; ce sont les facules. Ces régions sont plus chaudes que la moyenne, d’une température d’environ 1000 K supérieure à celle de la photosphère. Il en existe toujours autour des taches sombres, et leur durée de vie est en général de quelques heures à peine ; par contre, d’autres sont isolées et persistent parfois pendant plusieurs jours sans altération visible (figure 2). Elles sont surtout bien visibles sur les bords du disque solaire, là où la lumière décroit rapidement, et peuvent s’étendre souvent sur plus de 15° à la surface du Soleil. Figure 1 Les granules solaires. Au centre de la photo, on distingue des petits points brillants entre les granules, qui correspondent à des zones de concentration de champs magnétiques. Crédit : NASA. Figure 2 Facules près du limbe solaire. Les taches solaires, aussi visibles sur la photosphère, apparaissent sous la forme de taches sombres isolées ou par groupes de deux. La température atteint 4 000 K au centre d’une tache et environ 5 600 K sur sa périphérie. Le nombre de taches varie en fonction du cycle d’activité solaire. La durée de vie d’une tache est de l’ordre de quelques jours à une vingtaine de jours. La moitié des groupes de taches solaires durent moins de 2 à 3 jours ; seulement 10% d’entre eux durent plus de 11 jours. Sous la photosphère se trouvent les lignes du champ magnétique solaire. Ce champ magnétique prendrait naissance dans une zone appelée « tacholigne » (tacholine en anglais), qui sépare la zone radiative de 10 Astronomie-Québec Juillet–aout 2012
11.11.11.1.1.111111111 Nord Sud la zone convective. Les variations de vitesse entre la zone radiative et la zone convective seraient à l’origine du resserrement ou du relâchement des lignes du champ. Là où sont ces lignes de force se forme une facule, puis le champ magnétique peut aussi percer la photosphère ; c’est alors qu’apparaissent les taches solaires. L’évolution des taches solaires suit le cycle de l’activité des champs magnétiques du Soleil. Ligne du champ magnétique Figure 3 Le champ magnétique traverse la surface du Soleil sous un patron en forme de boucle que l’on peut observer au-dessus de la surface solaire. Aux deux points de contact avec la surface, on observe d’un côté un pôle nord et un pôle sud de l’autre. En 1848, l’astronome suisse JohannRudolph Wolf (1816–1893) établit une méthode d’estimation quotidienne de l’activité solaire en comptant le nombre de taches solaires isolées et le nombre de groupes de taches à la surface du Soleil, selon la formule W = k (10g + f) où k est un facteur de correction en fonction des moyens d’observation (observateur, instrument) ; g est le nombre de groupes de taches ; et f est le nombre de taches. Pour d’autres informations sur les lignes de champ magnétique du Soleil, voir Astronomie-Québec Vol. 1, No. 1, juin 2012, page 12. De 1645 à 1710, les taches solaires étaient plutôt rares ; cette période est aujourd’hui appelée « minimum de Maunder ». Elle semble correspondre à une difficile période de températures plus froides. Après 1710, le nombre de taches a considérablement augmenté, et le climat s’est également réchauffé. Une autre période de même type et plus près de nous s’observe sur la figure 4 : il s’agit du « minimum de Dalton », pendant lequel les températures étaient aussi plus fraiches… Figure 4 Variation de l’activité solaire avec le temps. On remarque un cycle général d’environ 11 ans, mais d’autres cycles sont aussi superposés. Nul ne sait avec certitude si les minima de Maunder et de Dalton s’inscrivent dans de tels cycles ou si ce sont des incidents indépendants… 1600 1650 1700 1750 1800 1850 1900, Minim mi. dg, i f MAUNDER ` t'+'S't, x } i — -. kV'1 i Ni 1 Minimum de DALTON ` `. i M 1'A 1, 'i11\1\1 1111/1 211 it l - -'r'Durant le minimum de Maunder, les températures ont chuté de plus de 4 °C en Europe ; un climat plus froid s’était donc installé. Le refroidissement climatique qui s’est produit durant le minimum de Maunder et celui du minimum de Dalton (1790–1820) prouveraient-ils une corrélation entre l’absence de tache et le climat terrestre ? Voilà une raison importante de comptabiliser les taches solaires… 250 200 cr) w 150 H W LU 100 m² 54 z 0 Références Graphique et photos : Stéphane Lemon. http://wattsupwiththat.com/2011/06/17/easterbrook-on-the-potential-demise-ofsunspots/#more-41821 (en anglais) http://www.astrosurf.com/gfoes/wolf-a.htm http://astronomia.fr/2eme_partie/soleil.php http://www.astrosurf.com/luxorion/sysolsoleil-magnetique.htm Juillet–aout 2012 www.astronomie-quebec.com 11



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