Formation des Tâches Solaires

La présence d'un champ magnétique freine les mouvements des particules chargées en leur imposant de tourner autour de la direction du champ magnétique. Ceci réduit leur vitesse de progression ainsi que celle des atomes neutres (les atomes neutres entrant en collision avec les particules chargées). L'afflux d'énergie extérieure est donc moindre dans les régions de champ magnétique élevé et l'atmosphère y est plus froide. Elles rayonnent moins de lumière et apparaissent comme des taches sombres sur le disque solaire brillant, les taches solaires.

Les taches ont été mises à profit pour déterminer la vitesse de rotation du Soleil - les taches ont une durée de vie suffisante pour déterminer la vitesse de rotation du Soleil - et montrer que les couches externes ne tournent pas comme un corps solide. En effet, la vitesse angulaire de rotation des taches et donc de l'atmosphère supérieure du Soleil dépend de leur latitude ; elle décroît de l'équateur aux pôles. On assiste à une " rotation différentielle ".

L'origine des concentrations de champs magnétiques peut être associée au processus de chauffage de la photosphère solaire. Ce chauffage se fait par des mouvements de convection s'étendant en altitude sur près d'un tiers de rayon solaire, dans la zone convective.

Dans la zone convective, l'hydrogène est essentiellement neutre et le rayonnement lumineux est absorbé par cet atome. L'énergie ne s'évacue pas de façon uniforme. Il y a formation de bulles d'hydrogène plus chaudes que l'atmosphère environnante, qui se dilatent et montent à la surface. Elles apparaissent sur un cliché comme des granules. La retombée de l'hydrogène se fait non pas au cœur des bulles qui montent mais à leur périphérie, plus exactement à la périphérie de plusieurs bulles montantes. Là, le gaz est plus froid qu'à l'intérieur des bulles chaudes ; il est donc plus dense et retombe.

Près de la surface solaire, les mouvements de convection entraînent la formation de mouvements horizontaux à la frontière commune à plusieurs bulles de plasma. Ces mouvements concentrent la matière et les champs magnétiques présents. Des champs magnétiques verticaux intenses sont en effet observés à la périphérie des structures définies par la convection, à la base des facules. Il a été suggéré que les taches pourraient résulter de la concentration de plusieurs facules, l'accroissement de section transverse résultant limitant ensuite le transfert d'énergie par les particules et par le rayonnement, provoquant le refroidissement du milieu et le rendant plus sombre que l'environnement.

Les taches n'apparaissent pas n'importe où aux frontières des granules. Leurs positions et la variation temporelle sur l'échelle de temps d'un cycle solaire montrent qu'elles sont reliées à un phénomène à grande échelle spatiale et temporelle. Ce phénomène résulte peut-être d'interactions, naissant à la base de la zone convective, entre les champs magnétiques faibles restant présents en période de minimum d'activité et le plasma en rotation différentielle.

Le plasma de parties supérieures de la zone convective tourne plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. Un tube de flux magnétique cylindre de lignes de force situé à altitude constante, va au cours de son ascension dans la zone convective être étiré et déformé. En conséquence, l'accroissement de l'intensité du champ magnétique intéresse tout d'abord les hautes, et ensuite les basses latitudes. Le plasma magnétisé moins dense là où le champ est le plus fort s'élève dans l'atmosphère. Cette émergence se produit, au cours des années, là où le champ est le plus fort, aux hautes puis aux basses latitudes. On remarque immédiatement que ce mécanisme, s'il peut expliquer la naissance de groupes bipolaires de taches, ne peut rendre compte de l'apparition de taches isolées.

Comme aux pôles de la Terre, un champ magnétique est présent aux pôles du Soleil et avec une intensité très proche. Cependant, dans certaines régions de l'atmosphère solaire, des champs magnétiques 5 000 fois plus grands sont présents. Ces régions ont une température plus faible que celle ambiante sur le Soleil, et en conséquence apparaissent sur une image du disque solaire comme des taches sombres. Ce sont les taches solaires. (=> Formation)