Notes sur le soleil et les étoiles: soleil - chromosphère - couronne - vent solaire, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez9 January 2014

Notes sur le soleil et les étoiles: soleil - chromosphère - couronne - vent solaire, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le soleil et les étoiles: soleil - chromosphère - couronne - vent solaire Les principaux thèmes abordés sont les suivants: La chromosphère, La couronne solaire, Le vent solaire.
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Le Soleil et les étoiles : Soleil -

Chromosphère - Couronne - Vent

solaire

La chromosphère

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons

dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de

quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait

de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment

transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de

Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire.

Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est

d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de

l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la

chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En

observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.

Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa

frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui

vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la

chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure

sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la

chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se

met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques

centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région

s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la

précédente, de l'ordre d'un dix-milliardième de la densité de la photosphère. Sa température

est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.

La couronne solaire révélée lors de l'éclipse du Soleil de mars 2006 en Turquie. Crédit : L. Laveder

L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de

protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus

dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des

centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme

d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont

plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont

observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur

le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les

appelle alors aussi des filaments.

La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions

solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur

température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une

heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction

significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent

accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors

projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par

seconde.

D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des

observations dans lesrayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de

plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de

rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace.

Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la

station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et

la sonde européenne SOHO en 1995.

Une énorme protubérance observée par la sonde SOHO en 2002. Crédit : SOHO/EIT (ESA/NASA)

Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est

très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord

les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ

magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite,

les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et

température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la

plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des

particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période

de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques -

environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le

milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne

ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu

de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la

distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser

celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde,

avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.

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