Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha 

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

Les détails chromosphériques (II)

Rappelons que différentes raies d'absorption du spectre visible sont couramment exploitées pour étudier l'activité du Soleil. Les plus profondes et les plus populaires sont celles de l'hydrogène alpha à 6562.81 Å, dans la partie rouge-rubis du spectre visible dont la largeur à mi bande est de 1.20 Å seulement et la raie du calcium-potassium dans la partie bleue-nuit du spectre, à 3933.7 Å. A cette dernière fréquence, aux centres actifs visibles en lumière Ha s'ajoutent des nuages de calcium ionisés très brillants. Les protubérances y sont très peu actives. Il existe bien sûr d'autres raies tout aussi actives qui permettent d'étudier la transition chromosphère-couronne. Ces différentes raies correspondent à différents états d'ionisation des atomes, qui dépendent de la température^[2].

La série de Balmer en émission représente quelques uns parmi les nombreux états d'excitation de l'atome d'hydrogène. La plus connue et la brillante de ces raies est l'Ha à 6562.81 Å à travers laquelle on peut observer l'activité de la chromosphère solaire et en particulier les zones actives si la bande passante est suffisamment étroite (0.5-0.7 Å) ou les protubérances (0.7-30 Å). Document T.Lombry.

Qu'observons-nous sur le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha ? Les structures visibles en Ha sont encore plus nombreuses que celles visibles en lumière blanche ! C'est en 1908, que Ellery Hale mis pour la première fois en évidence la corrélation entre l'ampleur des champs magnétiques solaires et l'observation monochromatique : des clichés pris en Ha et dans la raie du fer montraient en effet une remarquable similitude.

L'activité de la chromosphère Au minimum et au paroxysme de son activité la surface solaire en Ha présente un aspect tout différent comme en témoigne ces deux images. Cette activité de surface cache en réalité une dynamique très complexe dont la source se situe dans les profondeurs du Soleil mêlant des courants convectifs et des champs magnétiques. Documents NSO/Sacramento peak.

Le relevé des polarités magnétiques et les comparaisons avec les clichés des mêmes sites en Ha a permit de mettre en évidence cinq structures élémentaires et des modèles d'évolution des centres actifs. Ces structures de base sont : 

- les filaments

- les fibriles ou faux filaments

- les plages faculaires

- les canaux filamenteux

- les réseaux de filaments-arches.

Il faut y ajouter des formations constantes, telles que la supergranulation constituant le réseau chromosphérique, les spicules et les flocules, sans oublier les éruptions, les protubérances et les éjections de matière coronale, les fameuses CME, autant de structures dynamiques qui participent au transfert d'énergie de région à région et que nous allons détailler ci-dessous. Rappelons que toutes ces structures sont visibles en absorption. Voyons dans le détail chacune de ces formations.

Les grains de riz de la photosphère sont remplacés par la supergranulation dans la chromosphère. Il s'agit de cellules de formes polygonales, formant le réseau chromosphérique dont chaque élément mesure de 25 à 50000 km de diamètre. Ce réseau est visible en émission tant dans la raie de l'hydrogène alpha que du calcium ionisé. La vitesse d'expansion des cellules est voisine de 0.5 km/s prouvant une fois de plus que la surface du Soleil n'est en fait qu'une énorme boule de convection. 

La supergranulation Le réseau chromosphérique apparaît sous forme de polygones blancs sur l'image de gauche prise dans la raie du Ca II K et constitue la supergranulation de la chromosphère, prolongeant la granulation des grains de riz de la photosphère. A droite un Dopplegramme met en évidence les mouvements individuels des cellules qui constituent autant de tubes de convection. Ceux-ci mesurent environ 35000 km de diamètre. En bleu figurent les cellules se rapprochant de l'observateur, en rouge celles qui s'éloignent de nous. Documents Sacramento Peak et NASA/MSFC/MDI.

Ce réseau chromosphérique doit son existence aux mouvements des fluides qui se produisent dans les supergranules et qui concentrent les lignes du champ magnétique. La supergranulation couvre toute la surface solaire comme en témoigne l'image Doppler présentée ci-dessus. La durée de vie d'une cellule est voisine d'une vingtaine d'heures.

Les spicules qui séparent les cellules du réseau chromosphérique sont de petites éruptions de plasma ressemblant à de petites langues de feu. D'aspect sombre sur la surface, elles présentent une inclinaison <20° et s'étendent jusqu’à 9000 km au-dessus de la surface solaire. Emportant avec elles la matière de la surface, les spicules traversent toute la chromosphère pour se dissoudre dans la couronne très chaude. C'est près du limbe solaire qu'elles apparaissent le plus facilement. Leur durée de vie est de 5 à 10 minutes faisant d'elles l'une des structures évoluant le plus rapidement dans la chromosphère.

L'analyse des spicules révèle que la matière est éjectée à quelque 20 ou 30 km/s, participant de façon sensible à la stabilité thermodynamique de l'atmosphère solaire. Leur origine reste confuse, mais elles suivent en tous cas les lignes de force du champ magnétique qui jaillit de la zone de convection située sous la photosphère, mais à un niveau plus profond, où les structures sont plus grandes. On soupçonne également que les spicules tirent leur énergie de la couronne solaire.

Les spicules Les cellules du réseau chromosphérique sont séparées les unes des autres par des spicules, sortes de petites langues de feu qui peuvent s'élever jusqu'à 9000 km d'altitude. Sur l'image de gauche qui présente une résolution de 0.25 Å elles apparaissent clairement sur le limbe. L'image de droite a été prise à 0.8 Å en-dehors du pic central de la raie de l'Ha et nous offre un gros plan d'une quinzaine de cellules du réseau chromosphérique délimitées par les spicules. Documents National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Dans la chromosphère, se superposant au-dessus de la position des facules de la photosphère, se trouvent les flocules. Il s'agit de taches brillantes que l'on observe tant en Ha qu'en Ca II-K. Quelquefois, au cours d'un phénomène d'éclat, des points brillants d'une flocule deviennent subitement plus forts dans tout le spectre : il s'agit des éruptions chromosphériques qui s'accompagnent de violentes explosions.

Les fibriles sont des structures linéaires qui ressemblent à de la limaille de fer attirée dans un champ magnétique. Elles sont bien visibles dans la pénombre des taches formant de petites structures radiales. Lorsque nous nous approchons du limbe, les fibriles ressemblent à des groupes de fins filaments ondulés très caractéristiques.

Les fibriles Les fibriles apparaissent comme des structures radiales dans la pénombre qui entoure le centre sombre des taches solaires. A gauche une image prise en lumière de l'Ha, dans laquelle on distingue également des filaments et des zones éruptives. A droite une magnifique tache solaire photographiée en lumière blanche entourée des grains de riz caractéristiques de la photosphère. Documents BBSO et Dutch Open Telescope.

Les fibriles sont très nombreuses vis-à-vis du nombre de champs magnétiques distincts. L'étude en Ha indique que ces structures reproduisent, au niveau de la chromosphère, les lignes de force sous-jacentes qui existent parallèlement à la surface du Soleil.

2eme partie