Le Soleil
La chromosphère (sphère de couleur) se situe entre 500 km et 3000 km environ et sa température varie de 6000° K, juste au-dessus de la photosphère, à 30 000° K dans la couche supérieure, où est atteinte la région de transition chromosphère - couronne.

A ce niveau du Soleil, on ne peut plus observer l'activité en lumière blanche. C'est dans la raie H alpha de l'hydrogène à 6562,8 A que nous allons continuer nos observations d'amateurs. D'autres longueurs d'ondes sont observables, celle du calcium (voir ici), de l'hélium, du fer (IX, XII, XV), rayon X, U.V., etc., mais nous touchons là le niveau professionnel.

 

Sur l'image ci-contre que distingue t-on ?

 

1 : ce sont les filaments, nuages de plasma dense présents dans les régions actives mais également dans les régions calmes. Ils sont en suspension entre la chromosphère et la couronne et ils atteignent généralement 50 000 km de longueur. Etant vus sur le disque ils apparaissent sombres - en absorption - par rapport à la photosphère brillante.

2 : Les taches sont également visibles en Ha, mais d'une façon plus ponctuelle. Elles sont entourées de plages faculaires 3, zones brillantes, qui prolongent les facules de la photosphère. Les plages faculaires sont classées en 5 types, puis dans une échelle de 1 à 10 suivant la surface solaire couverte.
  4 : la granulation est encore visible, on parle de super granulation, visible surtout au bord du Soleil. La taille des cellules est d'environ 30 000 km et leur durée de vie de 1 à 2 jours. Sur les images de la chromosphère prises en gros plan, la super granulation ressemble un peu à des champs qui seraient entourés de haies, formées par les spicules. Ces spicules sont des éruptions de plasma qui mesurent 9 à 10 000 km de long et qui traversent toute la chromosphère.
 

Photo montage pour montrer l'aspect de quelques protubérances. La Terre représentée par les points bleus est à l'échelle.

Lorsque les filaments sont vus de détachant sur le limbe du Soleil - en émission - on parle alors de protubérances. Elles sont observées dans les régions actives et également au-dessus des régions calmes. Dans ce dernier cas on parle de protubérances quiescentes 2. Elles peuvent atteindre 200 000 km en longueur mais seulement 10 000 km en hauteur. Elles ont toutes pour origine un phénomène magnétique. Les protubérances prennent naissance dans la chromosphère et s'étendent jusqu'à la couronne. La plupart ont une dimension de 50 000 km environ, mais on en voit parfois s'étendre sur plusieurs centaines de milliers de kilomètres. Leur température est comprise entre 5000 et 8000° K. Leur durée de vie varie de quelques minutes à plusieurs mois. Mais il est difficile d'être précis car certaines protubérances, en s'échauffant dans la couronne, changent de raie d'émission. Elles ne sont plus visibles en H alpha, mais peuvent l'être dans d'autres longueurs d'ondes.

Outre les protubérances quiescentes, on distingue les protubérances actives avec éjection de matière et les protubérances éruptives ou "flares".

Les protubérances peuvent avoir des formes très diverses, arches 3, points 4, draperie 5, flamme 6, 7, pilier 8, etc., ou se détacher du limbe et former une éjection de matière coronale 1.

Les éruptions solaires (à ne pas confondre avec les protubérances) vues en H alpha, sont liées à des régions actives comportant des taches. En rayon X ces éruptions peuvent se situer dans des régions calmes, où un filament est déstabilisé. Les éruptions sont fréquentes (25 par jour en moyenne), en particulier au moment du maximum d'activité du cycle de 11 ans. Certaines sont très faibles, on parle de sous-éruptions ou subflares. Les très grandes éruptions sont exceptionnelles. Très peu sont visibles en lumière blanche, on en compte quelques dizaines depuis 1859 ! La durée d'une éruption peut varier de quelques minutes à plusieurs heures, en moyenne la durée est de 1 heure.

Les éruptions peuvent être dangereuses lorsqu'elles sont puissantes. Les cosmonautes sont mis à l'abri dans les modules de protection et les activités spatiales sont suspendues. Dans les jours qui suivent une éruption, des particules arrivent sur Terre et, passant par les pôles, y provoquent des aurores. Lors des grandes éruptions la magnétosphère terrestre est perturbée ce qui entraîne des tempêtes géomagnétiques induisant des surcharges sur les centrales électriques. Les satellites en orbite autour de notre planète peuvent également subir des avaries.

Ejection de matière coronale 1: appelées CME (coronal mass ejection) en anglais, elles peuvent être liées aux éruptions, mais peuvent simplement accompagner la restructuration d'une protubérance. Elles sont plus faciles à observer près du bord, mais elles sont bien sûr présentes sur l'ensemble du globe solaire. Pour ce qui nous intéresse directement, la matière froide de la protubérance est éjectée sans avoir pu se mettre en équilibre thermique avec la couronne. Dans certains cas, les éjections sont visibles jusqu'à des distances de plusieurs centaines de milliers de kilomètres.