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En continuant à nous éloigner vers l’extérieur du Soleil, nous arrivons à ce que l’on peut considérer comme sa surface, bien qu’il ne s’agisse pas réellement d’une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d’épaisseur est appelée la photosphère. La température n’y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 degrés, mais la densité y décroît très rapidement.
Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c’est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
Un aspect granuleux
La surface du Soleil est loin d’être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d’un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l’aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Grâce à l’analyse spectrale, les astronomes ont montré que ces grains sont liés à la convection dans les couches proches de la surface. Le gaz chaud remonte des profondeurs et atteint la surface au centre des grains, puis se répand tout en se refroidissant, avant de replonger vers l’intérieur aux bords des grains. Ainsi, le gaz qui jaillit au centre des grains a une température supérieure de 300 degrés à celui qui replonge aux bords, et c’est cette différence de température, donc de luminosité, qui donne lieu à l’aspect granuleux du disque solaire.
Remarquons que plus en profondeur se produisent d’autres mouvements de gaz à une plus grande échelle. Ces mouvements définissent d’énormes cellules pouvant atteindre 30 000 kilomètres de diamètre et possédant une durée de vie de l’ordre d’une journée.
Les taches solaires
D’autres phénomènes affectent la photosphère de façon plus transitoire. Les taches solaires sont l’exemple le plus connu puisque des astronomes chinois les observaient déjà il y a plus de mille ans. Il s’agit de petites régions sombres dont le diamètre varie entre quelques milliers et une centaine de milliers de kilomètres et qui durent entre quelques jours et plusieurs mois.
On observe également des régions brillantes, appelées facules, qui apparaissent un peu avant les taches et persistent plusieurs semaines après la disparition de celles-ci.
L’observation continue du Soleil a montré que le nombre de taches n’est pas constant mais varie fortement avec le temps. Il oscille entre zéro et une valeur maximale avec un cycle qui dure 11 ans. Le dernier maximum date de l’an 2000 et le prochain se produira début 2012.
Un énorme groupe de taches solaires observé par la sonde SOHO en 2000. Crédit : SOHO/MDI (ESA/NASA) Les taches solaires sont des régions de la photosphère où la température est légèrement plus basse qu’en moyenne, environ 4000 degrés au lieu de 6000. Elles émettent ainsi un peu moins de lumière que leur voisinage et apparaissent sombre par contraste. Leur analyse spectrale a révélé la présence d’un champ magnétique très intense. Celui-ci est très probablement la cause de la différence de température, bien que le mécanisme exact ne soit pas encore très clair.
Plusieurs hypothèses ont été émises. En particulier, il se peut que le champ magnétique empêche les courants de gaz chaud ascendants d’atteindre la surface, mais il est également possible que d’intenses ondes magnétiques soient émises au niveau des taches, ce qui impliquerait une perte d’énergie, donc un refroidissement.
Le cycle solaire
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d’un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s’effectue en 35 jours, alors qu’il ne dure que 25 jours près de l’équateur solaire.
Pour expliquer comment le cycle de 11 ans est produit, faisons appel au concept de lignes de champ. Il s’agit de lignes imaginaires qui indiquent la direction du champ magnétique en tout point et sont très utiles comme moyen de représentation.
En période de calme, lorsqu’il n’y a pas de tache visible, les lignes de champ relient simplement les deux pôles du Soleil l’un à l’autre, en suivant plus ou moins l’axe de celui-ci. C’est alors la rotation différentielle qui commence à perturber les choses. A cause d’elle, en effet, les lignes de champ tournent plus vite à l’équateur qu’au pôle. Ceci les oblige à s’enrouler sur elles-mêmes et à se rapprocher les unes des autres.
Après un grand nombre de rotations, les lignes de champ ressemblent finalement à des spirales fortement enroulées sur elles-mêmes et très concentrées dans les régions équatoriales, ce qui s’y traduit par un champ magnétique très intense.
Pendant ce temps, les mouvements convectifs près de la surface affectent eux-aussi les lignes de champ en les déformant et les tordant. Il est alors possible de temps à autre qu’une ligne de champ très tordue émerge de la zone convective et vienne former une boucle à l’extérieur du Soleil. C’est aux pieds de cette boucle, à l’endroit où la ligne traverse la photosphère, qu’apparaissent alors deux taches solaires. C’est ainsi que naissent peu à peu les taches, couplées deux par deux, et que le Soleil se couvre de points sombres.
Finalement, au milieu du cycle, la multiplication des boucles provoque des interactions entre les différentes régions magnétiques. Celles-ci conduisent à une diminution générale de l’intensité et à une redistribution des lignes de champ entre différentes taches. Lorsque cette étape de recombinaison est terminée, les lignes de champ ont repris l’aspect de spirale fortement enroulée, mais dans le sens opposé au précédent. Il ne reste plus alors à la rotation différentielle qu’à dérouler les lignes pour qu’elles retrouvent leur aspect initial et que le Soleil revienne à une période calme sans taches solaires.
Une image composite du Soleil créée à partir d’observations dans l’ultraviolet par le Satellite SOHO en 1998. Crédit : SOHO/ESA/NASA
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