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Le Soleil en lumière blanche

Photo composite de l'éclipse totale du 11 juin 1991 photographiée par Fred Espenak depuis San Jose del Cabo à Baja au Mexique. 

écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC

La couronne solaire (V)

Au-dessus de la chromosphère s'installe le voile diffus de la couronne solaire. Elle constitue l'atmosphère externe du Soleil. Son rayonnement n'est en fait que la lumière diffuse de la photosphère combinée à grande distance par la lumière diffusée par les poussières du milieu interplanétaire. On y reviendra. Avec un éclat un million de fois plus faible que celui de la photosphère à 1 R (voir schéma plus bas), la couronne brille tout au plus à la magnitude -14 (contre -12.7 pour la pleine Lune) d'où sa forte luminosité durant les éclipses totales de Soleil.

Moyennant un filtre dense pour ne pas s'abimer les yeux, la couronne solaire peut-être observée depuis la station spatiale ISS ou depuis la Lune, où il n'existe aucune particule susceptible de diffuser la lumière, aucune atmosphère. Sur Terre, à part durant les rares éclipses totales de Soleil, on peut également l'observer au moyen d'un coronographe qui permet d’occulter artificiellement le disque du Soleil. Mais au sol l'observation de la partie externe de la couronne est rendue difficile en raison de la brillance du ciel.

Les composantes de la couronne

La partie la plus brillante de la couronne, qui réside à moins de 2 rayons solaires (1 rayon solaire correspondant à la taille du Soleil et donc au niveau de la photosphère) s'appelle la couronne interne dans laquelle on peut observer les protubérances (qui apparaissent en rose pendant les éclipses, voir les photos ci-dessous) tandis que la partie la plus éloignée, montrant les jets caractéristiques constitue la couronne externe. Cette structure rayonnante caractéristique est très riche en formations coronales : on y voit des arches, des condensations, des hétérogénéités et des jets d'une longueur pouvant dépasser 10 R soit plus de 6 millions de kilomètres de la photosphère éjectés à près de 1000 km/s.

A lire : Les éclipses solaires

A gauche, l'éclipse du 11 juillet 1991 photographiée par Jerry Lodriguss depuis Baja au Mexique. On distingue les protubérances émanant de la chromosphère et s'étendant dans la couronne interne (couronne E). Au centre, une image composite de l'éclipse totale de Soleil du 11 août 1999 prise depuis la France par Luc Viatour. Ici aussi la l'exposition rapide a permis d'isoler les protubérances et la couronne E. A droite, l'éclipse du 21 août 2017 photographiée par Brian Baughman depuis Salem en Oregon montrant les structures dans la couronne externe (couronne K et début de la couronne F). Le petit point en dessous à gauche est la planète Mercure et celui au-dessus à droite est Mars. Plus de détails dans l'article sur les éclipses solaires.

Qu'est-ce qui fait briller la couronne ? En fait il n'existe pas qu'une seule couronne émettant de la lumière mais 5 couronnes solaires distinctes, chacune étant le siège d'un processus spécifique d'émission. Pour les distinguer, à mesure qu'on s'éloigne du Soleil, les astrophysiciens les ont nommées par une lettre : les couronnes E (Émission), K ("Kontinuierlich" ou Continuum), F (Fraunhofer), T (Thermique) et S (Sublimation).

Les composantes les plus brillantes sont les couronnes K et loin derrière (au moins 100 fois moins brillantes à 1 R) les couronnes F et E bien que la composante F domine à grande distance comme l'illustre le graphique présenté ci-dessus. A titre indicatif, sur ce schéma figure également la luminosité du ciel dans le désert et celle du ciel durant une éclipse totale de Soleil. Comme on le constate, à partir de 4 R la couronne F est plus pâle que le fond du ciel durant la totalité, d'où la difficulté de la photographier.

A l'intention des photographes, précisons qu'en général sur les photos à longues poses, on peut enregistrer la couronne solaire jusqu'à 5 ou 6 R comme on le voit ci-dessous à droite, rarement plus, ce qui est déjà remarquable sachant qu'à cette distance elle est environ 10000 fois plus pâle que la couronne interne juste au-dessus de la chromosphère (~ 1 R) et un milliard de fois plus pâle que la photosphère.

Pour comprendre comment rayonnent ces différentes composantes, il faut étudier les interactions entre la matière et le rayonnement dans la couronne solaire.

A gauche, luminosité des composantes K, E et F de la couronne en fonction de la distance au Soleil exprimée en rayon solaire comparée à la luminosité relative de la photosphère. Document Y. Shopov et al. A droite, une photo composite de l'éclipse du 21 août 2017 prise par Alan Dyer depuis Teton Valley près de Driggs en Idaho avec une lunette Astro-Physics de 106 mm portée à f/5. On distingue des jets s'étendant jusqu'à plus de 3.5 millions de kilomètres, dans la couronne K. Le point brillant en dessous à gauche est la planète Mercure, celui au-dessus à droite est Mars.

Peu de temps après que le spectroscope ait été appliqué à l'astronomie, durant l'éclipse totale de Soleil du 7 août 1869, Charles Young et William Harkness découvrirent dans le spectre de la couronne solaire une raie verte très brillante à 530.3 nm (cf. le spectre-éclair du Soleil). Comme elle ne correspondait à aucun élément connu, à l'instar de ce qui s'était produit pour l'hélium, Young attribua tout d'abord cette raie à un nouvel élément, le "coronarium".

Il fallut attendre les résultats du travail méticuleux de Walter Grotrain et Bengt Edlin dans les années 1930 pour que cet élement soit correctement identifié avec l'ion ferrique Fe XIV, c'est-à-dire qu'il s'agissait d'un fer neutre (Fe I) ayant perdu 13 électrons sur ses 26. On peut comprendre le scepticisme d'Edlin et de ses collègues astrophysiciens. L'élément qu'ils observaient était le fer qui avait été 13 fois ionisé. Mais cela impliquait que cette région se trouvait dans des conditions physiques très particulières, portées à plus d'un million d'un degré, seule explication pour ioniser si fortement cet atome !

La deuxième raie la plus intense est celle du Fe X à 637.6 nm qui émet vers 2 millions de degrés. Etudions ce phénomène d'un peu plus près.

La couronne E

Comme nous l'avons évoqué, au-dessus de la chromosphère dont la température varie entre 6000 et environ 20000°C s'étend la couronne interne. Elle comprend la couronne ou composante E qui représente l'atmosphère supérieure et diluée du Soleil dans laquelle les atomes passent progressivement dans un état ionisé en raison des températures supérieures à 1 million de degrés Celsius qui y règnent.

La couronne E s'étend sur seulement 1 R soit environ 700000 km de la photosphère et représente la région la plus brillante de la couronne; c'est celle qu'on observe lors d'une éclipse totale de Soleil. Les autres composantes ne sont visibles que par photographie ou ne sont détectables que par spectroscopie ou par radioastronomie.

Dans ce milieu excessivement chaud et raréfié seuls les éléments les plus lourds présents à l'état de trace comme le fer ou le calcium sont capables de retenir quelques uns de leurs électrons malgré l'agitation électronique intense. Mais ces éléments sont fortement ionisés. De nombreux atomes présentent ce qu'on appelle des raies "interdites" (car ces transitions sont impossibles sur Terre, cf. l'article sur le rayonnement des nébuleuses) qui témoignent d'une raréfaction très poussée de la matière. C'est cet état intense d'ionisation qui engendre une émission massive de rayonnements, tant radios que rayons X.

A gauche, les différents niveaux d'excitation de l'atome d'hydrogène et des raies spectrales correspondantes. On observe le même mécanisme pour tous les atomes présents dans la couronne solaire dont le fer mais à des niveaux d'énergie et des températures très supérieurs. Voir le texte pour les explications. A droite, quelques raies spectrales du fer fortement ionisé identifiées dans le spectre EUV de la couronne solaire. Document T.Lombry et NASA.

Comme la fluorescence produite par un tube néon ou la lumière des aurores, la lumière de la couronne E provient des ions contenus dans ce plasma qui absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent à travers des transitions électroniques entre les niveaux d'énergie spécifiques à ces ions. Du fait qu'en vertu des lois de la mécanique quantique aucune paire d'atomes et d'ions n'a exactement le même ensemble de transitions électroniques, chaque ion émet un spectre unique de raies spectrales qui peut être analysé au moyen d'un spectroscope. Sur la base de ces raies, on peut identifier quels sont les éléments présents dans le gaz coronal, la température de cet état ionique particulier et accessoirement la vitesse de la matière et la densité du gaz. Avec des instruments appropriés on peut également mesurer la force des champs magnétiques à travers lesquels ils se déplacent; champs qui joue un rôle clé dans l'activité solaire. On y reviendra dans d'autres articles.

Les deux éléments les plus abondants dans la couronne solaire sont l'hydrogène et l'hélium mais ils sont complètement dépouillés de leurs électrons, transformés en protons et électrons libres. Mais d'autres éléments comme l'oxygène, l'azote et le fer ne sont pas totalement dépouillés de leurs électrons. Cela signifie que le gaz coronal forme un plasma très étendu composé d'un mélange d'électrons libres et d'ions de nombreux atomes, ce qui explique sa relative faible magnitude.

Le cycle d'activité de la couronne

Ces quatre images réalisées respectivement début 1997, au milieu de 1998, fin 1999 et au milieu de l'année 2000 montrent l'évolution de l'activité solaire dans la basse couronne dans la raie du fer en lumière ultraviolette. Répondant à l'activité magnétique qui se manifeste au niveau de la photosphère, la couronne solaire suit également le cycle de 11 ans des taches sombres. Documents SOHO et TRACE.

Pour les astrophysiciens solaires la couronne E est aussi la région à partir de laquelle ils peuvent obtenir le plus de détails sur les propriétés de la couronne interne grâce à la spectroscopie et l'utilisation de télescopes orbitaux dont les capteurs sont sensibles à l'extrême UV. Ainsi, en analysant la partie EUV du spectre de la couronne grâce aux observatoires orbitaux tels que Hinode (instrument EIS), SOHO (EIT) et TRACE (EIT, les astronomes peuvent étudier de nombreuses raies spectrales du fer comme celles du Fe XIII, des ions du calcium ou du He II. Près de 30 raies d'émission ont été identifiées dans la partie visible du spectre de la couronne et des centaines d'autres dans la partie ultraviolette et rayons X du spectre solaire.

La couronne K

En raison de la profusion d'électrons libres dans la couronne, on assiste à une deuxième forme d'émission lumineuse. Les photons de faible énergie émis par la photosphère peuvent interagir avec ces électrons non liés à des atomes provoquant la dispersion des photons dans différentes directions; ce qu'on appelle la diffusion Thomson, un régime particulier de la célèbre diffusion Compton.

L'éclipse du 21 août 2017 photographiée depuis les Etats-Unis par Karen Blackwood. La brillance et l'extension de la couronne sur cette photo sont très similaires à son aspect visuel.

Conséquence de ce processus et du nombre important de photons émis par la photosphère à chaque seconde, on peut observer ce nuage de plasma et d'électrons jusqu'à environ 3 R soit 2 millions de kilomètres de la photosphère. Ce milieu forme le "Kontinuierlich" ou "Continuum", communémenet appelé la couronne K ou "vrai couronne" par opposition à la fausse couronne ou couronne F (voir plus bas). On parle de continuum car la couronne K émet un spectre continu de fréquences lumineuses un peu comme une ampoule à filament contrairement à la couronne E qui émet uniquement de la lumière sur certaines fréquences spécifiques aux ions qu'elle contient. Ainsi quand vous observez la couronne K au spectroscope, vous n'apercevez pas un specte de raies mais ce qu'on appelle un continuum, une bande uniformement colorée sur une large gamme de fréquences.

Au cours d'une éclipse solaire totale, seule la couronne dans environ 2 rayons solaires du centre du soleil est visible à l'œil, et cette partie de la corona est entièrement produite par la lumière de la K-corona, avec une variété de caractéristiques telles Sous forme de plumes polaires, de faisceaux de casque et d'éjections de masse coronale superposées.

Notons que près de la photosphère la densité électronique est d'environ 400 millions d'électrons/cm3 tandis quà la distance de 3 R elle est mille fois plus faible et tombe à seulement 400000 électrons/cm3, ce qui explique la chute importante de la luminosité de la couronne K dont l'intensité chute d'un facteur proche de 50000 à grande distance.

La couronne F

La couronne F également surnommée "fausse couronne" fut longtemps considérée comme la composante la plus mystérieuse de la couronne solaire, même plus mystérieuse que la couronne E et ses millions de degrés. En effet, au delà d'une distance d'environ 2 R soit 700000 km au-dessus de la photosphère, on ne détectait plus d'ions chauds et apparemment une nouvelle population de gaz apparaissait. Etant donné que ce "nouveau" gaz coronal présentait pratiquement les mêmes raies spectrales que la photosphère observée par Fraunhofer, on la nomma la couronne F.

L'analyse spectroscopique révèle des raies d'absorption en raison de la présence de gaz froids produit par des ions d'hydrogène (H I à 121.6 nm), du carbone (C III à 97.7 nm) et du silicium (Si III à 120.3 nm) dans la partie UV du spectre ainsi que du calcium et d'autres éléments dans la partie visible du spectre dit de Fraunhofer.

La couronne F ressemble comme au reflet dans un miroir à la photosphère mais à une distance d'environ 1 million de km au-dessus de la surface solaire. En étudiant la couronne F aux longueurs d'ondes infrarouges, dans les années 1960 les astronomes ont découvert que cette région est peuplée de poussières provenant du milieu interplanétaire attirées par le Soleil (cette poussière provient notamment du sillage des comètes et des collisions entre astéroïdes) . Les photons se réfléchissent sur ces poussières sans altérer les propriétés de la lumière et du rayonnement ultraviolet. En revanche, dans l'infrarouge les petits grains de poussière n'agissent pas comme des miroirs parfaits, ce qui permet de distinguer la couronne F de la couronne K.

Ainis, en utilisant un filtre polarisant ou un filtre infrarouge transparent vers 2.2 microns on constate que la lumière de la couronne dispersée par les électrons est polarisée, cet effet augmentant de 50 % à 0.5 R pour s'affaiblir à une plus grande distance. Comme les angles formés entre l'observateur et la direction des rayons incidents solaires sont proches de 90°, la polarisation doit croître avec la hauteur dans la couronne. Comme cette polarisation diminue dans la couronne externe ou couronne F, ce rayonnement n'a donc rien à voir avec l'atmosphère solaire. Cette polarisation de la lumière ne peut être produite que par des électrons libres et des poussières soumis à une certaine pression ambiante.

A gauche, compilation des différentes mesures de la brillance des couronnes K et F. Document H.Kimura et al (1998). A droite, la lumière zodiacale photographiée depuis le Parc National de Kalkalpen en Autriche vers 1900 m d'altitude, le 16 novembre 2012 par Rudi Dobesberger. Photo prise avec un APN Canon EOS 5D Mark II équipé d'un super grand-angle Walimex de 14 mm f/2.8 à f/4.0. Exposition de 2x 240 secondes à 400 ISO. Le point brillant au milieu est la planète Vénus. Le halo jaune au-dessus de l'horizon gauche est la ville de Graz située à 101 km.

La couronne F est visible jusqu'à 7 R soit près de 5 millions de kilomètres. Les observations à 2.2 microns montrent que la couronne F est légèrement aplatie mais sa luminosité diminue environ comme le carré inverse de la distance (en 1/r2) vers 8 R soit 6 millions de kilomètres. Son inclinaison est similaire au plan de l'écliptique le long de laquelle s'aligne la poussière zodiacale.

Comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessus à gauche, la répartition spatiale des grains de poussière semble suivre une loi en 1/r. Si la couronne K est la plus lumineuse entre 1 et 4 R, la couronne F augmente ensuite d'intensité et se combine à la lumière zodicale à environ 80 R, soit 56 millions de kilomètres ou environ 20° du centre du Soleil.

Notons qu'en 2018, la NASA lancera la sonde Parker Probe Plus (Solar Probe Plus) qui passera à 6.2 millions de kilomètres de la photosphère du Soleil. Elle devra supporter une température supérieure à 1400°C (plus de 800000 K mais dans un milieu raréfié contenant 1 million d'atomes/cm3) et résister à un niveau d'énergie de 649 kW/m2, un vent solaire constitué de protons animés d'une vitesse pouvant atteindre 600 km/s et des éjections de matière coronales (CME) atteignant régulièrement 1000 km/s et exceptionnellement 2900 km/s ! Parmi ses nombreux objectifs, Parker Probe Plus étudiera le plasma poussiéreux de la couronne F lors de son passage prévu en décembre 2024. L'instrument SWEAP du SAO mesurera les électrons, les protons et d'autres particules chargées, tandis que l'expérience Fields comptabilisera le nombre de grains de poussières qu'elle rencontrera.

La couronne T

Du fait que les grains de poussière interplanétaire sont chauffés par le rayonnement du Soleil, ils émettent un peu de chaleur ce qui permet de les détecter en infrarouge. Bien que la couronne F soit détectable grâce à la manière particulière dont les grains de poussière réfléchissent la lumière, la couronne T dite thermique émet sa propre lumière, ce qui permet de mesurer directement la température des grains et même de déterminer leurs tailles et leurs formes. On sait aujourd'hui que ces grains de poussière ont une taille variant entre 1 à 100 microns.

La couronne S

Les grains de poussière de la couronne sont divisés en plusieurs familles : les grains riches en silicates qui atteignent leur température d'évaporation vers 2 R ou 700000 km de la photosphère, les grains riches en matière carbonée comme le graphite qui survivent jusqu'à environ 4 R et les grains de poussière riches en olivine qui se subliment vers 10 R soit 7 millions de kilomètre du Soleil.

Entre 3 et 10 R, les grains de poussière interplanétaire devraient donc s'évaporer, la luminosité de la couronne F ou de la couronne T devant s'affaiblir dans la région où cela se produit. Cette zone de sublimation a été étudiée par l'astronome Yavor Y. Shopov de l'Université de Sofia en Bulgarie et ses collègues qui ont analysé la couronne solaire dans la raie d'émission du calcium ionisé Ca-II K à 393.37 nm, la même qui permet d'étudier le réseau chromosphérique. On en déduit qu'il existe une quantité importante de calcium froid dans la couronne et, comme Shopov le propose, il est possible qu'il provienne de la sublimation des grains de poussière riches en calcium. En revanche, le calcium visible au niveau de la chromosphère dans les régions actives ou les filaments est bien la signature d'une activité propre à la surface du Soleil. On y reviendra lorsque nous décrirons l'activité du Soleil dans les raies de l'hydrogène alpha et du Ca-II K.

La couronne IRF

En 2003, Shadia R. Habbal et son équipe ont observé que des nanoparticules de silicium présentes dans les trous coronaux à des distances > 1 R produisaient une fluorescence infrarouge dans la bande 1070-1080 nm. Cette émission est produite par la décomposition des molécules SiO2 présentes dans la poussière coronale (dans la couronne F mais également dans la couronne K) sous l'effet de la lumière du Soleil.

La couronne Fl

Au cours des interactions du vent solaire et du rayonnement UV avec les particules contenues dans les couronnes K et F, les molécules carbonées et les radicaux libres (ions) émettent une fluorescence par résonance (notons que ce mécanisme est le même que celui à l'origine du rayonnement vert émis par certaines comètes contenant des ions CO+, C3 et C2). En 2008, Shopov et ses collègues ont proposé d'appeler cette composante, la couronne flourescente ou couronne Fl.

Dernier chapitre

Origine des hautes températures de la couronne

et les structures coronales

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