Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement. Une tache solaire est associée avec un champ magnétique particulièrement intense.

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Taches solaires observées avec le spectrohéliographe en CaII K3
Ces trois observations du Spectrohéliographe de Meudon présentent trois groupes important de taches solaires. Le groupe de 1947 est le plus important en taille trouvé dans les archives historiques. Celui de 2003 a produit une forte éruption de classe X. Celui de 2012 a récemment engendré un événement X plus typique.

C’est la présence de ce champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l’apport de chaleur venant de l’intérieur du Soleil dans cette zone. Du fait de la présence de champ magnétique et de la température de surface réduite, moins de lumière est émise au niveau de la tache par rapport au reste du disque solaire : par contraste la tache solaire apparaît donc plus sombre que le reste de la photosphère.

De par la présence de champ magnétique intense (au delà de 0.1 T), les taches solaires sont le siège principal des phénomènes actifs. Les éruptions solaires proviennent en effet principalement de ces régions. L’énergie du champ magnétique est en effet le réservoir d’énergie qui alimente les différents phénomènes impulsifs liés aux éruptions.

L’étude des taches solaires, leur évolution au cours des cycles solaires, est donc un enjeu primordial en physique solaire et physique des relations Soleil-Terre.

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Intensité Ni MDI/SOHO
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Champ magnétique B// MDI/SOHO


Intensité Ni MDI/SOHO


Champ magnétique B// MDI/SOHO