SOUS UNE BONNE ETOILE
ou une étoile nommée Soleil

 
3 - ATHMOSPHERE

Trois couches bien distinctes constituent l’atmosphère du Soleil. Elle est structurée par des champs magnétiques avec des zones de densités et de températures variables depuis la surface du Soleil jusqu’à des distances très lointaines.

3.1 - La photosphère
La photosphère est la source de plus de 99 % du rayonnement total du Soleil qui se décompose en : En visuel, son aspect présente une structure apparente granuleuse semblable à un immense puzzle. Elle est constituée d’un ensemble de mini-cellules d’une dimension moyenne de 1 000 km (environ 1,4 seconde d'arc) qui semblent bouillonner par suite des incessants mouvements de convection des couches sous-jacentes.

Ces mini-cellules convectives appelées " granules ou grains de riz" ont une durée de vie moyenne de 8 à 10 minutes pouvant atteindre 15 minutes dans les régions où le champ magnétique est le plus fort.

Elles sont animées de mouvements ascendants de 1,2 km/s, et l’espace intergranulaire, de mouvements descendants de 3,6 km/s qui participent au transfert d’énergie de la couche convective vers l’extérieur, tout comme certains mouvements oscillatoires périodiques appelés " oscillations de 5 minutes " (voir § 5.2)

Ces oscillations observées en superposition à la structure granulée, se traduisent par des ondes sonores de basse fréquence, proches de 300 m/s.

En plus de l’apport énergétique aux couches externes à la photosphère, elles nous renseignent sur la structure de la zone convective dont la mesure des vitesses horizontales montre l’existence de flots de matières convectives hiérarchisées :

Le déplacement de la mésogranulation à la vitesse moyenne de 0,3 à 0,4 km/s entraîne le champ magnétique, et met en évidence un réseau photosphérique ou réseau de la supergranulation.

Il comporte des tubes de forces magnétiques très concentrés dont les limites constituent les lieux privilégiés de l’émergence du champ magnétique du Soleil.

Un fond continu caractérise l’aspect du disque en visuel sur lequel se superposent des raies sombres appelées raies de Fraunhofer, du nom d’un opticien allemand " Fraunhofer ".

Dès 1814, il est le premier à découvrir et à cataloguer les raies spectrales, en affectant une lettre de l’alphabet à chaque groupe de raies.

On peut citer à titre d’exemples, les groupes de raies D, G, H et K dues respectivement à la présence dans l’atmosphère solaire du sodium neutre, du radical CH, et (H et K) du calcium ionisé et comme les raies constituent la signature des éléments chimiques, on peut dire que le Soleil est constitué des mêmes éléments que l’on trouve sur Terre.

L’observation des bords de la surface solaire se traduit par un assombrissement significatif d’une épaisseur plus importante à traverser. Les rayons lumineux en provenance du bord nous parviennent sous une incidence oblique et sont donc plus absorbés que ceux du centre, ce qui permet d’étudier la stratification de cette couche.

On peut pénétrer la basse photosphère que de quelques dizaines de kilomètres sous la photosphère à, par exemple, 1,6 µm de longueur d’onde (entre 30 et 300 km) et à 800 nm (entre 10 et 100 km), mais l’exploration des couches plus profondes par la méthode des neutrinos ou des modes d'oscillations est difficile à interpréter et se trouvait encore limitée en 1990 au niveau - 350 000 km.

Il est possible d’apercevoir sur le disque en lumière blanche, des régions brillantes à l'aspect quelquefois marbré et d'une température supérieure de 2000 degrés à la photosphère que l'on nomme «facule", associées en général à des taches sombres appelées pores si elles sont de petite taille.

Les facules participent à l'équilibrage du déficit d'énergie des taches (- 1500 degrés par rapport à la photosphère).
Elles sont aisément visibles, d'une part dans la haute photosphère sur le bord du disque, et d'autre part au niveau de la chromosphère sur l'ensemble du disque sous forme de plages chromosphériques

Dessin d'une facule
Dessin d'une facule

Les taches se présentent sous forme de cuvette dont les dimensions moyennes sont de 100 à 200 km de profondeur et de 2000 km de diamètre.

Dessin d'une tache solaire
Dessin d'une tache solaire

Elles se développent et disparaissent au bout de quelques jours, voire quelques semaines, en obéissant à un cycle d’une durée moyenne de 11 ans appelé aussi cycle undécennal.

Les annales de l’observation solaire font mention de plusieurs phénomènes assez exceptionnels relatifs à la durée et à la surface :

L’origine des taches provient d’anomalies magnétiques issues de tubes de forces "d’Archimède" magnétiques situés sous la surface de la photosphère.

La rotation différentielle de la zone convective transforme le champ poloïdal (celui résultant d’un dipôle magnétique disposé selon l’axe de rotation du Soleil) en toroïdal et oblige les tubes de forces à s’enrouler.

La pression et la densité de la matière emprisonnée par le champ du tube de force sont relativement plus faibles qu’à l’extérieur et sous l’influence des tensions internes et peut être aussi des marées planétaires, les tubes de forces s’élèvent jusqu'à la photosphère où ils refroidissent (4000 degrés).

On observe alors par contraste l’apparition d’une ou plusieurs facules, souvent suivies d’une ou plusieurs taches (5800 degrés pour la surface apparente de la photosphère contre 4000 degrés pour les taches), reliées entre elles suivant les lois de la polarité établies en 1925 par Hale et Nicholson.

Pour les cycles impairs dans l’hémisphère nord, la tache de tête a une polarité positive et celle de queue une polarité négative et dans l’hémisphère sud, une polarité opposée à celle de l'hémisphère nord.

Cette distribution s’inverse au cycle suivant pour des raisons encore mal comprises, mais qui doivent être le résultat de la transformation du champ poloïdal en un champ toroïdal.

Il n’est pas rare, lorsqu’une tache disparaît au bord Ouest, de l’identifier 13 à 14 jours plus tard à sa réapparition au bord Est, c’est ce que l’on appelle une tache récurrente.

Suivant la structure et la polarité, les groupes de taches sont classés en trois catégories :

Les taches sont souvent groupées et entourées d’une facule brillante qui se prolonge dans la chromosphère par une plage faculaire. L’ensemble tache-facule est aussi désigné par l’expression "centre d’activité".

Elles présentent des zones sombres cernées d’une pénombre à structure filamenteuse, les vortex.

Entre elles, on peut observer des filaments sombres qui présentent quelquefois en parvenant au bord du disque, des protubérances en forme d’arche.

La plus grande enregistrée date du 4 juin 1946. Elle s’est élevée à plus de 400 000 km/heure dans l’espace jusqu’à 1,5 million de kilomètres du Soleil et y a été étudiée durant plusieurs mois.

Les filaments ont des dimensions moyennes d’environ 1500 km en largeur et de 20 000 km en longueur. Ils sont formés de boucles de matières coronales relativement froides qui indiquent un changement de polarité entre deux zones de champ magnétique.

On distingue deux catégories :

Dessin d'une protuberance
Protuburance

3.2 - La chromosphère

Cette couche située au-dessus de la photosphère doit sa couleur rosée à la présence de la raie la plus intense des raies chromosphériques : la raie H ? (656 nm).

Jusqu’à l’invention du spectrohéliographe, dont Janssen a été l’un des premiers à participer au développement, on ne pouvait l’observer que lors d’une éclipse totale.

Les raies de la chromosphère sont vues habituellement en absorption et apparaissent lors d’une éclipse en émission, donnant lieu au spectre éclair qui a été observé pour la première fois par Young en 1870.

Spectre eclair
Spectre éclair de la chrosmophère
(La chromosphère joue le rôle de la fente du spectrographe et les raies sont vues
en émission suite à la disparition du contraste lors de l’éclipse)

Plus de 50 000 raies, ainsi que 70 des 104 éléments chimiques connus y ont été détectés à ce jour (mais le spectre du Soleil en contient plus de 100 000). Les raies sont pour la plupart identiques à celles contenues dans le spectre de Fraunhofer.

Au-delà de l’altitude de 2000 km, on enregistre une augmentation de la température qui passe rapidement de 10 000 à 100 000 degrés en quelques dizaines de kilomètres. Cette zone de transition "chromosphère-couronne", dont la limite ne peut pas être définie avec précision, provoque des polémiques concernant son extension et sa température. Son observation en UV montre un processus de chauffage dominé par des circulations de matière assez complexes :

La chromosphère montre un système de mailles, en fait liées à la zone convective qui constitue le réseau chromosphérique, d’une dimension moyenne de 30 000 km, piquetées de points brillants, les grains.

Au bord de chaque maille, la concentration du champ magnétique donne naissance à des structures sous forme de jets, qui semblent partir d’un point brillant du réseau appelé flocculus ou rosette.

En fonction de leur position et donc de l'angle de vision, la perspective fait apparaître ces jets appelés spicules, sous forme de buissons ou de gerbes suivant une configuration imagée dite du champ de blé ou en porc-épic.

Ce sont des cylindres de gaz de 3000 à 20 000 km de hauteur, animés de mouvements verticaux de près de 20 km/s, et d'une durée de vie moyenne individuelle de 10 minutes, à environ une vingtaine d’heures à l’échelle de la géométrie du réseau chromosphérique.

On remarque dans le sens horizontal, une autre structure, les fibrilles, dont la longueur est de quelques milliers de kilomètres et la vitesse de déplacement voisine de quelques dizaines de kilomètres par seconde.

Disque solaire
Disque solaire observé près du bord
(les spicules délimitent la supergranulation de la chromosphère sous la forme dite du champ de blé)

3.3 - La couronne

Cette zone succédant à la chromosphère a un éclat un million de fois plus faible que la photosphère. Elle n’était observable en visuel, qu’au moment des éclipses totales tout comme la chromosphère jusqu’à l’invention du coronographe par B.Lyot en 1930.
Son aspect varie en fonction de l’activité solaire en donnant lors d’un maximum solaire, une forme régulière et une forte extension équatoriale durant un minimum.

Les poussières qu’elle contient diffusent la lumière solaire en présentant également les raies dites de Fraunhofer.

Les photographies réalisées en rayonnement X à partir de la station spatiale américaine Skylab (décrochage de son orbite le 11 juillet 1979 par freinage dû aux frottements de l’ionosphère) ont mis en évidence des secteurs où la couronne semble avoir disparue.

Ces trous coronaux localisés généralement aux pôles et à des latitudes moyennes sont les régions les plus froides de la couronne. On y observe des lignes de force ouvertes sur l’extérieur donnant lieu lors des éclipses solaires à l’apparition de plumets polaires.
Ces structures sont très stables dans le temps et tournent d’un seul bloc (voir § 5.1) en gardant la même polarité durant la totalité d'un cycle d'activité.

La couronne est constituée de deux couches :

C’est ainsi, que tous les ans, lorsque le Soleil passe au voisinage de la nébuleuse du Crabe vers la mi-juin, on peut constater : La température de la couronne est plus élevée que la photosphère et la chromosphère. Elle atteint 1,5 million de degrés à 1 million de km au-dessus de la photosphère.

Elle semble due, tout au moins en partie, à des ondes "acoustiques" en provenance de régions situées sous la photosphère qui se propagent dans l’atmosphère où elles finissent par se dissiper et chauffer la chromosphère (voir § 5.2).

On observe dans les régions actives et à certaines longueurs d’onde beaucoup plus de rayonnement que le Soleil calme (voir § 6.2.2).

En présence de champs magnétiques forts, ces régions peuvent également bénéficier d’un phénomène de dissipation d’ondes appelées "ondes d’alfven", suivant les théories de la magnétohydrodynamique ou MHD du suédois Alfven (voir note sur la MHD § 5).

Les ondes d’alfven sont des ondes hydromagnétiques de basse fréquence qui peuvent se propager dans un plasma placé dans un champ magnétique.

Dans ces conditions, le champ induit une tension le long des lignes de force du champ et entraîne la propagation d’un phénomène d’ondes tout comme le ferait une corde vibrante.

Les ondes d’alfven mises en évidence expérimentalement dans un plasma par Bostick et Levine pourraient expliquer également ce mécanisme de chauffage.

On invoque aussi un mécanisme de reconnexion entre deux de boucles de champ magnétique de polarité opposée, qui déclenchent une éruption en réorganisant le champ, suivi parfois en fin de relaxation de l'énergie emmagasinée, d'une réanimation du phénomène éruptif.

Couronne
Mécanisme de reconnexion du champ magnétique

Ainsi, l’énergie magnétique stockée dans la boucle peut éjecter de la matière coronale après échauffement des particules.
Chacun de ces mécanismes de chauffage par : reconnexions magnétiques, ondes d'alfven ou modes d'oscillations périodiques, répété sur tout le disque apporte une explication simpliste aux très hautes températures de la couronne mais ne satisfait pas entièrement les scientifiques qui souhaiteraient trouver le mécanisme dominant.

La matière coronale accélérée à des vitesses supérieures à celle du son est entraînée avec son champ magnétique hors de la couronne sous la forme d’un vent solaire (voir § 7).

Elle représente pour le Soleil une perte de matière de 4 millions de tonnes par seconde.

Ce vent solaire constitué de protons et de neutrons est responsable au niveau planétaire d’une érosion microscopique des roches lunaires, de la déformation de la magnétosphère terrestre et contribue également à l’orientation des queues cométaires (voir §7).

Orientation des queus cométaires
Orientation des queues cométaires

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