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Le Soleil en lumière blanche écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC Origine des hautes températures de la couronne (VI) Entre la chromosphère et la couronne solaire, quelque 10000 km au-dessus de la photosphère, la température électronique passe brutalement de 10000 à 100000 K en l'espace de quelques dizaines de kilomètres. Plus haut la température se stabilise pour atteindre 1 million de Kelvin entre 10 et 20000 km d'altitude. Cette montée brutale de la température, bien visible dans les propriétés des raies Lyman a dans la partie ultraviolette du spectre, indique que la région de transition subit une modification physique plus importante encore que celle de la chromosphère. Nous savons par exemple que le réseau chromosphérique s'évase et se dissout dans la couronne et est dominé par des courants descendants. Ce milieu très difficile à modéliser contient entre outre des protubérances et des nuages isolés d'hydrogène qui évoluent rapidement en fonction de la température, rendant toute prédiction très difficile.
A côté du spectre de la couronne, d'autres indices confirment l'accroissement de température lorsqu'on passe de la chromosphère à la couronne. Sachant que la chaleur se propage des régions chaudes vers les régions froides, il doit exister dans la couronne solaire un mécanisme capable de pomper l'énergie à relativement basse température de la photosphère et la porter à haute température dans la couronne. Pendant quelques années les astronomes pensaient que la température élevée de la couronne résultait du transport mécanique d'ondes issues de la zone convective située sous la photosphère. Mais étant donné l'existence de champs magnétiques très localisés à la fois dans la photosphère et la chromosphère, il paru difficile d'ignorer la possibilité que ces champs magnétiques puisse s'étendre jusqu'à la couronne, faisant partie du processus de réchauffement de l'atmosphère extérieure du Soleil. Grâce aux missions Skylab et aux images rayons X retransmises par les observatoires solaires envoyés dans l'espace les astronomes ont découvert que la couronne était divisée en régions actives et en trous coronaux en fonction de la structure de leur champs magnétiques ainsi que nous le verrons plus bas. Cette observation confirmait en apparence que les champs magnétiques assuraient un contrôle total ou presque de la chaleur émise par la couronne. Ce rayonnement intense est produit par la dissipation directe de l'énergie stockée dans les champs magnétiques en énergie thermique dans le gaz coronal. La basse chromosphère est toutefois réchauffée par des ondes mécaniques. L'influence des champs magnétiques apparaît clairement quand on observe la couronne durant une éclipse totale. Les photographies prises en lumière blanche révèlent que la couronne est irrégulière et structurée. De longs jets s'étendent à partir des régions équatoriales; à l'approche du paroxysme du cycle des taches, la couronne est presque circulaire et des jets radiaux s'étendent dans toutes les directions; près du minimum des taches, la couronne s'étend loin au niveau de l'équateur et s'arrêtent assez brutalement, avec de petites brosses incurvées aux niveaux des pôles, autant de structures que nous allons détailler dans un instant. En raison de la raréfaction des gaz composants la couronne, les photographies réalisées durant les éclipses nous montrent souvent plusieurs structures superposées, noyant les détails. C'est pourquoi l'observation de la couronne en rayons X et ultraviolet extrême permet d'étudier les structures coronales dans leur entièreté et sont d'une très grande valeur pour les astronomes. Les satellites observent la couronne entre 10 et 900 Å (des rayons X jusqu'aux UV extrêmes) où le rayonnement intense de la couronne écrase littéralement les radiations de plus courtes longueurs d'ondes de la photosphère. Les structures de la couronne La couronne est dominée par les régions actives et les trous coronaux, ces derniers étant des régions légèrement plus froides et de plus faible densité dont le champ magnétique avoisine 10 gauss. Ils sont principalement étudiés en rayons X. Mis à part ces formations quasi permanentes, la couronne présente de nombreuses structures qui se manifestent par des plumes (brosses polaires), des jets galbés à leur base appelés "helmet streamers" apparaissant au dessus des protubérances, des rayons rectilignes quelquefois ondulés ainsi que des boucles qui se développent au-dessus des flocules qui surmontent elles-mêmes une facule et un groupe de taches. La forme de la couronne solaire varie en fonction du cycle des taches et elle s'étendra à plusieurs rayons solaires durant les cycles minima d'activité, présentant des rayons incurvés dans le sens de l'équateur, ou une forme d'éventail dans les régions polaires d'où leur surnom de "brosses polaires", pour afficher une forme plus ou moins symétrique au maximum d'activité des taches. Les rayons radiaux sont alors abondants et plus proches du disque (0.5 R¤).
La lumière de la couronne dispersée par les électrons est polarisée, cet effet augmentant de 50% à 0.5 rayons solaires pour s'affaiblir à une distance plus grande. 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, 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, soumis à une certaine pression ambiante. Des cartes de la couronne révèlent une vraie composante (dénommée K) superposée à une fausse couronne (F), formée par la diffusion de la lumière solaire par la poussière interplanétaire, également appelée couronne de Fraunhofer et qui est donc une composante non polarisée de la couronne externe. Sur Terre, elle forme partiellement la lumière zodiacale.
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