Présentation générale

Le Soleil est une étoile dont l'apparente variabilité est détectable sur des échelles de temps de l'ordre de quelques minutes à quelques siècles. Étant la pierre d'angle des constructions théoriques de la structure stellaire, de l'activité magnétique et des dynamos astrophysiques, comprendre et prédire sa variabilité sont d'une importance fondamentale. Par ailleurs étant l'étoile la plus proche, le Soleil constitue à lui seul un laboratoire géant et irremplaçable, permettant de développer et de tester des théories dans des domaines aussi variés que ceux de la physique des neutrinos ou de l'accélération des particules.

Le Soleil est souvent pris comme l'étoile standard de référence. Cela est dû au fait qu'il est l'astre dont l'échantillon des paramètres observés est le plus large. Nombre d'observatoires, tant français qu'étrangers, possèdent des données précieuses relatives à son étude. Ces données concernent en particulier le diamètre, l'évolution du nombre de taches solaires et du flux radio à 10,7 cm, la mesure du flux de certains neutrinos, de l'irradiance par les satellites NIMBUS, SMM, NOAA, des fréquences des modes acoustiques propres et bien sûr des champs magnétiques solaires. Des analyses de ces données ont déjà été menées, afin notamment de découvrir la présence éventuelle de fréquences temporelles particulières et de rechercher les corrélations possibles entre les variations des diverses quantités mesurées. Le but ultime de ces études est d'améliorer notre compréhension des mécanismes sous-jacents de la ``machine'' Soleil. Les données d'observations solaires apportent en effet des contraintes aux modèles théoriques de structure interne. Depuis une vingtaine d'années, il est apparu que le Soleil est une étoile intrinsèquement très légèrement variable, et que cette variabilité doit, elle aussi, être prise en compte comme une contrainte supplémentaire des modèles de sa structure interne. Il convient donc de continuer à observer et à affiner les techniques d'analyse du signal, adaptées à la fois aux observables solaires et aux interprétations en terme de physique du Soleil. Il faut enfin aborder cette physique même, et reconsidérer de façon critique les bases des modèles de variabilité. Ainsi, de récentes études sur la variabilité à long terme de l'activité solaire (cycle de onze ans), donnée principalement par le nombre de taches, tendent à montrer que le système dynamique sous-jacent serait un système chaotique de faible dimension.

Le Soleil, bien que perpétuellement surveillé, analysé, modélisé garde encore jalousement ses secrets : les mécanismes de base de sa variabilité à long terme en font partie. Je me suis donc principalement intéressée aux variations à long terme (allant de quelques mois au cycle de onze ans). L'objectif de l'étude présentée dans ce mémoire de thèse est de développer quelques idées générales quant à cette variabilité et de montrer que des analyses appropriées de certains signaux solaires peuvent non seulement révéler la complexité de ces mécanismes mais aussi constituer des points de départ à leur interprétation théorique.

A ce pur désir scientifique de comprendre la variabilité solaire, s'ajoute une stimulation d'ordre plus prosaïque : l'étude de l'influence de l'activité solaire sur les couches atmosphériques et le climat de la Terre. Ces études sont importantes parce qu'elles constituent une science de base destinée à une meilleure détermination et compréhension des impacts du Soleil sur l'atmosphère terrestre mais aussi parce qu'elles pourraient permettre de prédire le climat terrestre. Rappelons très brièvement qu'au XVII siècle, les régions de l'atlantique Nord ont connu un climat relativement froid qui a coïncidé avec une période d'apparente disparition de l'activité magnétique à la surface du Soleil. Sachant qu'un tiers des étoiles de type solaire ne présentent pas ou très peu de phénomènes d'activité, ces périodes de calme prolongé pourraient ne pas être rares. Déterminer la ou les origines de cette soudaine disparition de l'activité solaire et comprendre ce phénomène donneraient lieu à une estimation de la valeur de la luminosité solaire à cette époque qui pourrait éventuellement être reliée à une diminution de la température terrestre. Par ailleurs, et plus proche de nos préoccupations actuelles, nous savons que les radiations solaires ont une influence sur la production et destruction de la précieuse molécule d'ozone. Il est par conséquent utile et important de séparer les variations naturelles de la concentration d'ozone résultant de la variabilité solaire de celles résultant de sa destruction catalytique par les CFC (chlorofluorocarbones).

Le premier chapitre constitue une introduction très générale à cette étoile ordinaire qu'est le Soleil. Il est replacé dans le contexte global de la structure et de l'évolution stellaire. La fin de ce chapitre est consacré à un petit historique des trois siècles d'observation qui nous précèdent et aux enjeux de la variabilité solaire.

Toutes les formes de l'activité solaire étant, très probablement, les conséquences de l'interaction des champs magnétiques avec la rotation différentielle et la convection, ces aspects de la physique solaire sont largement développés dans le second chapitre.

J'ai repris dans le cadre de ma thèse une partie des données solaires disponibles (diamètre, nombre de taches, flux à 10,7 cm, irradiance, champ magnétique intégré sur tout le disque, rapport centre-bord du doublet non résolu de la raie du magnésium) et j'ai comparé les résultats obtenus par l'analyse classique en modes stationnaires (analyse de Fourier) avec ceux que donnent une méthode de traitement plus récente : l'analyse en ondelettes. Le chapitre trois contient, outre une présentation de ces méthodes d'analyse, divers exemples didactiques, permettant de mieux appréhender leurs avantages et limitations. Une application de l'analyse en ondelettes à l'étude de la période de rotation solaire sur les divers indices sus-cités est décrite en fin de chapitre.

Le chapitre quatre est dédié aux mesures du diamètre solaire apparent : différentes séries temporelles, historiques ou modernes, obtenues à l'aide de divers instruments, sont présentées et les analyses s'y rattachant sont passées en revue. Les méthodes, d'analyse en ondelettes et par Fourier, développées au cours de cette thèse initialement pour l'étude du diamètre apparent mesuré au CERGA, sont ensuite décrites et les résultats obtenus par chacune d'entre elles sont comparés. L'analyse en ondelettes s'est révélée être l'outil adéquat à l'étude du diamètre solaire apparent mesuré au CERGA par F. Laclare.

Munie de cet outil d'analyse en ondelettes, mon travail a consisté à traiter les autres données disponibles susceptibles de contribuer à la compréhension des mécanismes gouvernant la variabilité solaire. L'indicateur de la variation à long terme du Soleil auquel on pense en premier lieu, est le nombre de Wolf représentatif du nombre de taches et de groupes de taches apparaissant à la surface du Soleil. Cet indice fait l'objet du chapitre 5. Après une présentation succincte de ce nombre et des études dont il a été l'objet, il est montré qu'une étude par la seule transformation de Fourier de la variation du nombre de Wolf mensuel peut être une dangereuse réduction de l'information réelle contenue dans les données. Une analyse, semblable à celle effectuée sur le diamètre a en effet montré que l'information pertinente relative au cycle de onze ans était contenue dans une large bande de fréquence autour de cette période. Par conséquent, en ce qui concerne le cycle de onze ans, on se doit d'abandonner une représentation en terme de modes indépendants au profit d'une représentation par cette large bande de fréquence ou par une représentation temps-fréquence. Notons que cela est en accord avec les études qui ont décrit la variation de l'activité solaire par un système dynamique non linéaire (chaotique) de faible dimension.

Les taches sont la manifestation la plus spectaculaire des effets des champs magnétiques sur la surface solaire. En bloquant le flux d'énergie solaire, les champs magnétiques forts de ces taches ont aussi une influence sur l'irradiance totale : ils diminuent sa valeur très fortement sur des échelles de temps de l'ordre de quelques jours. D'autres phénomènes, moins visibles mais tout aussi présents, tels les facules, les petits tubes de flux apparaissant à la surface sous la forme de points brillants et les champs magnétiques faibles, influent eux aussi sur l'irradiance, mais dans une moindre mesure et sur de plus longues échelles de temps. Il n'est possible de comprendre les variations temporelles de l'irradiance totale qu'en la comparant avec d'autres indices solaires, tels le champ magnétique total intégré sur le disque, le rapport centre-bord du doublet non résolu de la raie du magnésium (indicateur de l'irradiance dans l'ultraviolet) et l'indice calculé du déficit en irradiance dû aux taches.
Le chapitre six expose d'abord l'importance des observations de l'irradiance totale. Puis après une description des différents ensemble de données relatifs à la mesure de l'irradiance totale et du rapport centre-bord du doublet du magnésium, ce chapitre traite de la comparaison des différents indices cités ci-dessus. Il est tout d'abord montré que les indices de l'activité relatifs aux forts champs magnétiques présentent un minimum d'activité solaire plus long que ceux relatifs à l'irradiance totale et au rapport centre-bord du magnésium. Cette découverte suggère qu'il n'y a pas de relations directes et/ou simples de cause à effet entre ces ensembles de données. Ensuite, l'étude des variations sur des échelles de temps de l'ordre du mois à celle du cycle de onze ans, ont mis en évidence la complexité des mécanismes gouvernant la variabilité de l'irradiance intégrée sur le domaine de toutes les longueurs d'onde. Par exemple, il est montré que le champ magnétique intégré sur tout le disque et l'irradiance totale sont corrélés sur des échelles de temps de l'ordre de 6 à 8 mois, échelles de temps qui correspondent au temps de vie des complexes d'activité à la surface du Soleil. Par ailleurs, la corrélation se détériore lorsque l'on étudie des échelles de temps plus grandes montrant ainsi que les complexes d'activité n'expliquent pas toutes les variations de l'irradiance et qu'il faut aussi prendre en compte d'autres phénomènes. Ces techniques d'intercorrélation fournissent des résultats qui peuvent être un point de départ à l'élaboration d'un modèle plus complet des variations de l'irradiance.

Les diverses analyses faites au cours de cette thèse montrent les directions dans lesquelles les recherches futures devront se diriger et donnent quelques éléments de réponse quant à la résolution de divers problèmes :

• quels sont les mécanismes de base responsables des variations de l'irradiance totale et spectrale du Soleil ?
• quelle est la structure interne des champs magnétiques ? (sont-ils aussi forts à l'intérieur qu'à la surface ? y sont-ils sous la même forme filamentaire que celle observée en surface ?)
• comment l'énergie, bloquée par les forts champs magnétiques des taches, est-elle stockée ? et pour combien de temps ? comment est-elle libérée ?
• comment les régions actives naissent-elles à la surface du Soleil, se développent et meurent ? quelle est leur réelle influence sur l'irradiance totale ?

Des techniques d'analyse raffinées et adaptées aux signaux étudiés constituent le lien indispensable entre observations et théories. Les observations permettent de mettre en évidence les phénomènes de surface qui sont les manifestions d'une activité interne. Les modèles théoriques permettent, à partir de modélisations de la structure interne, d'interpréter les manifestations de surface révélées par les observations. Un exemple : la théorie relative à l'interaction des champs magnétiques et de la convection, la magnétoconvection, permet d'expliquer l'émergence des taches solaires. Mais, la théorie rejette l'existence d'anneaux brillants autour des taches, anneaux qui sont pourtant observés. C'est ici que se justifient pleinement les techniques d'analyse développées au cours de cette thèse. Ces techniques appropriées de traitement et d'analyse des signaux permettent d'abord de discriminer correctement le bruit du signal utile. Ensuite, les résultats d'intercorrélations entre des signaux solaires bien choisis et sur différentes échelles de temps mettent en évidence l'existence de décalages entre les séries temporelles, décalages qui sont différents suivant l'échelle temporelle considérée. Conjugués aux résultats d'autres sciences telle que l'hélioséismologie, ils peuvent être le point de départ de nouvelles interprétations théoriques impliquant une amélioration de la modélisation de la structure interne solaire et stellaire et par conséquent de la modélisation de l'évolution stellaire.