magnétisme 01
- http://membres.lycos.fr/jcboulay/astro/sommaire/astronomie/univers/galaxie/etoile/systeme_solaire/soleil/page_soleil.htm
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Vitesse différentielle
Les vitesses différentielles entre les différentes parties du Soleil et les phénomènes de convection, sont à l'origine du magnétisme solaire, tout comme une dynamo fabrique de l'électricité. Ce brassage entraîne une grande agitation moléculaire, qui en arrachant des électrons aux atomes, les transforme en ions donnant naissance à un courant et générant de ce fait, le magnétisme.
retour à Vénus, Terre
Les différentes parties du Soleil ne tournent pas à la même vitesse, car c'est une boule de gaz:
- 26 jours à l'équateur.
- 37 jours aux pôles.
- 15 jours au centre.
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Convection
Les phénomènes de convection sont dus au transfert d'énergie du centre, à 10 millions de °k, vers la surface à 5 700 °k .
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Cycles du magnétisme solaire
Le magnétisme solaire varie selon un cycle de 22 ans. La polarité s'inverse avec l'évolution des lignes de force qui s'enroulent suivant les mouvements tourbillonnaires de la convection et de la rotation du Soleil sur lui-même.
En s'enroulant, les lignes se rapprochent les unes des autres en accroissant localement le champ magnétique. Lorsque l'intensité magnétique est suffisamment élevée, la pression magnétique l'emporte sur la pression gazeuse et la région, où le champ est concentré, est soumise à une poussée. Elle émerge alors sous la forme d'une boucle dont la base est constituée de 2 taches de part et d'autre de l'équateur. Elles émergent tout d'abord à l'endroit où la torsion est la plus élevée, à 40° de latitude. Les zones d'émergences se propagent ensuite vers l'équateur. Elles apparaissent à des latitudes privilégiées et avec une inclinaison par rapport à l'équateur.
Sitôt émergés, les champs magnétiques de ces régions se trouvent soumis aux courants de la matière, qui les érodent peu à peu, et , en même temps, étirés par la rotation différentielle.
Le champ de la dernière tache, plus proche du pôle et de polarité inverse, diffuse alors préférentiellement vers lui. Au bout de 5 à 6 ans, une quantité suffisante du champ magnétique a diffusé permettant que le champ des pôles s'annule, puis s'inverse peu à peu. Le phénomène progresse ainsi pour obtenir une inversion complète du champ en 11 ans. Par conséquent, le cycle complet incluant la polarité, est de 22 ans.
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Taches
http://sunspotcycle.com/
Les taches sont liées aux éruptions solaires. Une éruption s'est produite le 5 fev 2000 à 20h28 heure de Paris dans la région 8858. Elle est de taille 3 alors que le max est la taille 4. C'est une des plus visibles enregistrée sur l'image ci-dessus, à la longueur d'onde de l'hydrogène (raie d'absorption de l'hydrogène lyman alpha = 121,6 nm). La région 8858 est une assez petite région où les taches sont présentes actuellement et qui mesure la 200 millionième partie de l'hémisphère, en lumière visible. Elle est caractérisée par un fort champ magnétique et un gradient important. D'autres éruptions sont attendues dans cette région d'ici 10 jours.
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
Voici, vu par Soho dans le visible, les taches solaires lors de l'éruption du 2 avril 2001. Les numéros correspondent à des zones d'activité. L'éruption du 2 avril a eu lieu dans la zone 9393. A la surface, certaines régions d'intenses activités magnétiques ont une températures inférieures à l'ensemble ( 4500 °K au lieu de 5700 °K ) et nous apparaissent donc plus sombres. Ces zones sont appelées taches et sont le reflet de l'activité solaire. Elles ont tendance à apparaître par paires, dont les champs magnétiques sont de directions opposés. Elles sont visibles à l'oil nu lorsque leur taille dépasse 40 000 km, soit 3 fois le diamètre de la Terre. Mais attention... il faut se protéger les yeux comme pour regarder une éclipse de Soleil. Voir les éclipses et aussi à la fin de cette page pour les précautions.
Le champ magnétique d' une tache peut atteindre des valeurs considérables de 0,25 teslas contre 0,000 1 tesla sur la Terre.
L'évolution du magnétisme est responsable de la création des taches visibles à la surface du Soleil. Leur taille peut dépasser la taille de la Terre. L'étude de leur naissance et de leur évolution, a permis de trouver une relation avec notre climat.
La disparition du cycle de 22 ans, de 1645 à 1715, a eu pour coïncidence la dégradation très importante du climat pendant les nombreuses années que l'on a appelées " le petit âge glacière ". A cette période, le diamètre du soleil s'est accru de 2 000 km , sa luminosité a baissé de 0,4% avec pour conséquence l'abaissement de sa température et un ralentissement de sa rotation, entraînant des modifications dans la répartition de l'intensité de surface.
David P. Stern, audavstern@erols.com
Pour comparer le nombre de taches au cours du temps, une formule est utilisée :
nombre de Wolf ( R ) = k ( 10 g + f )
- f = nbre de taches.
- g = nbre de groupes, en y incorporant les taches isolés
- k = coefficient de correction, selon l' instrument utilisé. Souvent proche de 1.
 Le nombre de taches passe par un maximum tous les 11 ans en moyenne ( 7 à 15 ans ). En 1958, un nombre record de 200 fut observé. Leur nombre varie d'un cycle à l'autre. Un maximum fut atteint en fev 2001, avec une inversion des pôles magnétiques (image ci-contre). Le pôle magnétique Nord se trouve au pôle de l'hémisphère Sud jusqu'en 2012 (pour un cycle moyen de 11 ans). Nous sommes dans le 23ième cycle depuis 1755, date à laquelle les taches commencèrent à être répertoriées.
Le champ magnétique de la Terre s'inverse aussi mais avec un espacement de 5 000 à 50 millions d'années. Le dernier s'est produit il y a 740 000 ans. Les chercheurs pensent que la Terre est en retard pour le suivant. Personne ne sait quand cela se produira.
Pour en savoir plus: http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm?list144669
Depuis une dizaine d'années, les chercheurs ont trouvé un peu d'eau dans les taches solaires. Certes, la quantité y est très faible, mais c'est un fait vérifié. Les taches sont en réalité la traduction d'une température plus basse que les autres parties de la surface: 3000°C à 3200°C. C'est suffisant pour que les atomes d'hydrogène et d'oxygène puissent s'y associer. Son espérance de vie y est très courte, car lorsque la température remonte à 5000°C, elle disparaît. Seules les naines rouges et les naines brunes gardent leur vapeur d'eau toute leur vie. C'est lorsqu'elles atteignent la phase géante rouge, que les étoiles comme le Soleil, après avoir synthétisées, grâce aux réactions thermonucléaires, beaucoup d'éléments lourds, tel l'oxygène, forment la vapeur d'eau en abondance.
1atmosphere L'atmosphère du Soleil est peu visible pour nos yeux, mais brille de pleins feux en rayonnement X et ultraviolet. Les gaz à différentes températures, émettent sur des longueurs d'onde différentes. Le gaz en courbant les lignes de force du champ magnétique crée des arches spectaculaires qui parfois explosent dans l'espace. L'atmosphère externe est constituée de la couronne solaire, visible lors d'une éclipse totale ou à l'aide d'un coronographe. On y aperçoit des raies de lumière qui éclairent le disque noire de la Lune.
1Couronne
C'est l'atmosphère du Soleil, qui est fortement ionisée. Elle est appelée Chromosphère dans la partie où la température s'élève de 4 500 °k à 10 000 °k . La couronne est très chaude et peu atteindre des millions de degrés. Elle possède très peu d'atomes ( entre 100 millions et 1 milliards de protons par cm³, soit le 1/100 de la densité terrestre de l'air ) . 
L' observation est effectuée pendant les éclipses qui peuvent être naturelles ( passage de la Lune devant le disque solaire ) ou artificielles ( en interposant un disque dont le diamètre correspond exactement au disque solaire apparent, image ci-dessus. C' est le coronographe de Bernard Lyot, inventé en 1931). Ainsi, la caméra Lasco (Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment) de Soho a pu voir l'éruption du 2 avril 2001. Le cercle blanc indique le diamètre du Soleil (1 391 000 km) et cela donne une idée de l'ampleur de l'éruption. L'éruption classée X17 est probablement la plus importante depuis le 16 août 1989 où une éruption X20 fut aperçue. Elle était plus intense que la célèbre éruption du 6 mars 1989 qui provoqua une panne d'électricité très importante au Canada. L'éruption du 2 avril 2001 a projeté un flot important de particules, mais pas la Terre.
La couronne est faite de structures très grandes qui semblent refléter le champ magnétique. Elle est surtout analysée dans les longueurs d'ondes de l'ultraviolet. Ainsi sont analysés, entre autres, les raies du calcium, du magnésium, de l'hydrogène. 
1Eruptions
Le 6 janvier 1997, une éruption créa une boule monstrueuse qui s'échappa du Soleil et fila vers la Terre.
Le satellite Soho, chargé de la surveillance, alerta la Terre de l'arrivée de ce phénomène qui avançait à 500 km/s.
La Terre fut enveloppée pendant quelques minutes, ce qui se traduit par la destruction d'un satellite de diffusion de télévision directe, des perturbations radio-électriques par suite de violents orages magnétiques, entraînant de graves anomalies dans les communications radio, des problèmes de fonctionnement dans des centrales électriques.
EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) confirme ce que les scientifiques avaient suspecté depuis longtemps. Les éruptions se produisent généralement dans des régions à très forts champs magnétiques où existe un changement de configuration. Les lignes de forces du champ magnétique sont enchevêtrées dans l'atmosphère solaire comme dans un plat de spaghetti. Un conflit entre des lignes de champ allant dans des directions opposées, peut avoir comme conséquence un court-circuit magnétique - techniquement, une recombinaison. Ce court-circuit provoque une "étincelle" gigantesque: une éruption solaire. Ce sont les manifestations atmosphériques les plus catastrophiques de l'activité solaire. Elles peuvent libérés, en quelques minutes, autant d'énergie que tout le Soleil en 1/10 de seconde, soit l'équivalent de 2 milliards de mégatonnes de TNT. Elles peuvent recouvrir une surface grande comme quelques 1/10 de celle de la Terre. Le plasma de l'atmosphère solaire est accéléré à des vitesses hypersoniques. Des atomes retombent vers la basse atmosphère plus froide, causant une éruption de rayons X, ultra-violets et parfois visibles. Les atomes expulsés à l'extérieur apparaissent en tant que particules énergiques. Les scientifiques voudraient pouvoir prévoir les éruptions, mais jusqu'ici il n'y a aucun signe évident annonciateur d'une éruption imminente.
Les conséquences s'observent, surtout sur Terre, par des perturbation de la haute atmosphère, avec génération d' aurores boréales, arrêts des émissions radio, perturbations , voire destruction des satellites artificiels et, entre autre, danger pour les astronautes.
Ces éruptions viennent se superposer aux éjections permanentes, de substances en provenance de notre étoile. C'est le vent solaire.
Sur la vue ci-dessus, lors d'une phase active du Soleil, cette protubérance spectaculaire a été observée en ultraviolet par le satellite Soho .
La plupart des éjections n'atteignent pas la Terre. Les plus importantes qui se dirigent vers nous, apparaissent dans les images de Lasco comme des halos autour du soleil. Mais vu ainsi, d'autres éjections s'éloignent de nous, à l'opposé du soleil. Pour éviter une fausse alarme, les scientifiques vérifient les images d'EIT de la partie du soleil proche de nous. Ils recherchent des ondes chocs de l'éjection passant au travers de l'atmosphère solaire. Quand une éjection frappe Soho lui-même, CELIAS (Charge, Element and Isotope Analysis System) mesure la vitesse du vent solaire et sa densité, et ainsi indique son intensité, 30 à 60 minutes avant que l'orage n'atteigne la terre.
vent solaire
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En l'absence d'une contre-pression venue de l'extérieur, un flux de matière émane du Soleil en permanence. C'est le vent solaire chargé de particules ( principalement de protons et d'électrons ) de grandes énergies (quelques milliers d' eV ) et en période agitée cela peut atteindre des MeV (millions eV) jusqu'a des GeV (milliards eV). Ceci fut atteint en 1989. Le phénomène peut durer des dizaines d'heures. Le vent solaire qui remplit l'espace autour du soleil, se propage à environ 750 km/s. Ce vent rapide vient des régions froides de l'atmosphère appelées "trous coronaux", habituellement situés près de pôles. Les trous coronaux sont des régions de champs magnétiques ouverts, où les lignes de force sont pratiquement parallèles. Des courants qui s'échappent du champ magnétique, en forme de nid d'abeilles et qui entoure les granulations de la surface, ont été observés par Soho. Des gaz, expulsés en tornades géantes et observées dans les régions polaires, rejoignent probablement le vent solaire. Soho a aussi observé des ions (atomes chargés), à de plus grandes distances de la surface, accélérés par les ondes magnétiques. Un vent solaire plus lent, environ 350 km/s, est fréquent dans la banlieue terrestre. Il émerge des régions équatoriales du soleil, là, où les boucles magnétiques freinent l'évasion des gaz. Le puissant champ magnétique solaire l'emmène ensuite le long des lignes de force qui s'étendent bien au-delà de la Terre.
Parmi les particules du vent solaire se trouvent celles des noyaux lourds, tel que le fer. Bien que 10 000 fois moins abondants que l'hydrogène, ils contribuent à 25% de la dose totale. Ceci est dû aux nombres de protons contenus dans ces noyaux. Plus il est élevé, plus l'énergie est grande. Plus on s'éloigne du Soleil, plus la pression des couches supérieures diminuent et plus le flux de matière progresse en suivant les lignes de force du champ magnétique. A 10 millions de km, sa vitesse atteint plusieurs centaines de km par seconde. Au voisinage de la Terre, la vitesse est de 400 à 700 km/s pour une température de 50 000 à 500 000 °K, mais, avec une densité très faible de l'ordre de 1 dizaine d'atomes d'Hydrogène par cm³. Cela représente pour le Soleil une perte de 1 million de tonne d'hydrogène par seconde. A ce rythme, à la fin de sa vie, il aura perdu 1 milliardième de sa masse. C'est très peu.
Le vent solaire est d'autant plus intense que le Soleil est actif. A ce moment, la température de la haute atmosphère solaire est plus élevée ( 5 millions °K contre 2 millions °K en période de Soleil calme) . La vitesse passe ainsi de 200 km/s à 700 km/s et le flux peut être 100 fois supérieur. Ce vent n' atteint pas la Terre. Il est intercepté par la ceinture magnétique qui nous entoure, elle-même issue du champ magnétique terrestre et par l'atmosphère. Naturellement aux pôles terrestres la protection diminue beaucoup et la présence des particules issues du Soleil se manifeste par des aurores polaires.
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