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L'activité solaire |
L'observation des tâches solaires à la lunette en lumiere visible débutèrent en 1610 avec Gallilée en Italie, Harriot en Angleterre, Johannes Fabricius en Hollande et le jésuite Christoph Scheiner en Allemagne.
Le cycle solaire de 11 a été etablit suite aux observations d'un astronome amateur, Samuel Heinrich Schwabe, qui observait le Soleil et ses taches tout les jours pendant pres de 20 ans espérant découvrir une planète a l'intérieur de l'orbite de Mercure. Rudolf Wolf, directeur de l'observatoire de Bern mit en place des observations systématiques des taches à partir de 1843.
Ces taches solaires apparaissent à la surface du Soleil et leur nombres évolue suivant un cycle de 11 ans. C'est l'evolution temporelle du nombre de tache a la surface qui definit le cycle solaire. En période dit de minimum solaire, le nombre de tache est très faible, voire nul. Leur nombre augmente progressivement les premières années du cycle pour atteindre un maximum solaire environ 5 à 7 années apres le minimum. Le nombre de tâches diminue à nouveau jusqu'au minimum suivant.
Ces tâches solaires correspondent au zones de la surface solaire où le champ magnétique interne émerge à la surface et crée ce qu'on apelle des régions actives. Ces régions actives sont le plus souvent dipolaires, i.e., constituée d'une polarité positive, le champ magétique 'sort' de la surface solaire et négative, le champ magnétique 'replonge' dans la surface solaire. Cette configuration se traduit par un système de boucles magnétiques connectant les 2 polarité. Il n'est cependant pas rare d'observer des régions actives plus complexes contenant plusieurs polarités positives et négatives, ce sont des régions actives multi-polaires.
Les systèmes de boucles magnétiques émanant de la surface solaire sont le berceau des éruptions solaires. Soumis à différents types de forcage, des structures typiques, les filaments ou protubérances se forment et deviennent instables. Ces structures sont ensuite éjectées dans l'atmosphère solaire emportant avec elle une partie du champ magnétique et du plasma de la couronne (basse atmosphère solaire), ce sont les éjections de masse coronale ou CME. En plus de ces éjections de masse, les éruptions libèrent de l'énergie qui sera transférée au plasma ambiant conduisant au chauffage et/ou de l'accélération de particules. Le plasma chaud et les particules accélérées sont à l'origine de diverses signatures radiatives (e.g. en rayon X, en ultra-violet) mais également de modification direct de l'environnement terrestre (e.g. flux de particules accélérées mesuré à la Terre).
La proximité du Soleil facilite grandement son observation. La communauté scientifique a à sa disposition de nombreux instruments au sol et dans l'espace. L'association des observation sol et espace permet d'observer le Soleil de manière continue et de sonder une grande partie du spectre electromagnétique.
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