6.3.3 La troisième composante

En 1988, Foukal et Lean montrent que la moitié des variations de l'irradiance causées par les éléments brillants de la photosphère est à imputer aux facules des régions actives et que l'autre moitié est due au réseau photosphérique (voir le chapitre 2 pour plus de détails sur ce réseau photosphérique). Ils ont utilisé pour leur étude, l'irradiance mesurée par ACRIM et ERB (corrigée de l'effet des taches par un PSI similaire mais pas identique à celui de Hudson et al. (1982)), l'index de la raie de l'hélium neutre comme un indicateur de l'ensemble des éléments brillants photosphériques et l'index des plages dans la raie K du calcium II comme un indicateur des régions actives faculaires uniquement (le premier index est en effet une intégration du flux sur tout le disque alors que le second ne prend en compte que les aires des plages chromosphériques). Ils déduisent de leurs résultats que la décroissance de l'irradiance entre 1981 et 1986 est due au déclin de l'intensité du réseau photosphérique durant cette même période. En 1991, Foukal et al. estiment que l'aire couverte par le réseau photosphérique en dehors des taches varie de 15 %à 21 %entre le minimum et le maximum de l'activité solaire (pour des latitudes comprises entre 30). Ils estiment aussi le contraste des éléments du réseau par rapport à la photosphère environnante et trouvent qu'il est 0,22 fois inférieur à celui des facules. Ils déduisent donc de ces deux estimations que l'écart correspondant en terme d'irradiance doit être 0,043 %ce qui est comparable à la différence observée entre le minimum et le maximum des données obtenues avec ACRIM I lorsque l'effet des régions actives est supprimé. Selon ces auteurs, le contraste photométrique et la variation de l'aire des éléments du réseau suffisent probablement pour expliquer la composante manquante dans les variations à 11 ans de l'irradiance totale.

Par ailleurs, Kuhn et al. (1991) ont mesuré les variations de l'excès de flux en fonction du temps et de la latitude héliographique et ont isolé l'excès de flux dû aux facules. S'ils ne prennent en compte que ce dernier et qu'ils l'extrapolent au reste du disque solaire en utilisant la fonction d'assombrissement du centre au bord et la fonction exprimant la dépendance du contraste des facules avec leur position sur le disque, ils ne peuvent pas expliquer toute la variation de l'irradiance corrigée des taches. Si en revanche ils prennent aussi en compte l'excès de flux près du limbe dû aux composantes non faculaires et qu'ils l'extrapolent sur tout le disque solaire (en utilisant uniquement une fonction appropriée d'assombrissement du centre au bord), toutes les variations de l'irradiance sont relativement bien expliquées (voir figure 6.7). La nécessité de prendre en compte une troisième contribution est donc évidente. La figure 6.7 montre de plus que l'irradiance corrigée de l'effet des taches et l'irradiance estimée à partir de l'excès du flux total atteint son maximum un an après le nombre de taches. Apparemment, l'évolution temporelle de la composante non faculaire est différente de celle des taches ou de la composante faculaire (c'est aussi visible sur la figures 4.12). Kuhn et al. remarquent que si le champ magnétique du réseau actif résulte de la diffusion du flux des régions actives, il est relativement étrange que le signal relatif aux composantes non faculaires (et donc peut-être au réseau actif) atteigne son maximum un an après celui des régions actives.

Pour expliquer toutes les variations de l'irradiance sur des échelles de temps allant du jour au cycle de 11 ans, il faut donc prendre en compte non seulement le champ magnétique à grande échelle (visible sous la forme de taches) mais aussi et surtout le champ magnétique à petite échelle (visible à la fois sous la forme de facules et sous la forme du réseau photosphérique ou réseau actif). Cependant, des études détaillées du champ magnétique et de quelques indices intégrés sur tout le disque suggèrent que les variations de l'irradiance totale ne sont peut-être pas uniquement liées à la quantité de flux magnétique solaire mais qu'elles pourraient être aussi reliées à la concentration des champs magnétiques, à leur complexité et à leur évolution à long terme (Harvey 1992). Le paramètre de base déterminant la brillance des structures de champs magnétiques à petites échelles est en effet la taille de ces structures (Solanki 1994). Puisque la taille moyenne des structures magnétiques cro^t avec le champ magnétique, leur luminosité moyenne diminue lorsque le champ magnétique augmente. Il s'ensuit qu'il est nécessaire de conna^tre la distribution du champ pour pouvoir estimer les variations de l'irradiance.