• Comment fonctionne la machine nucléaire au cœur du Soleil, sans s'emballer ? Quand on pense à toute l'énergie produite ainsi…
• Comment et où est produit le champ magnétique du Soleil, cause de l'activité à sa surface.
• Quel est l'état du gaz (densité, température.. .) aux différentes profondeurs ? On ne peut pas reproduire sur Terre les conditions "extrêmes" qui règnent dans le Soleil et on voudrait bien pouvoir profiter du "laboratoire" tout installé, là-haut…
• Quelle peut être l'influence du Soleil sur notre Terre ?

D'autre part la couronne elle-même, ou atmosphère du Soleil, recèle, elle aussi, un bon nombre de mystères :

• La température du Soleil va en décroissant depuis le cœur où est produite l'énergie, à 15 millions de degrés, jusqu'à la photosphère, sa surface visible, 5800 degrés. Il est logique que la température diminue lorsqu'on s'éloigne du radiateur (selon les lois de la thermodynamique !). Alors pourquoi la couronne qui est plus loin du cœur que la photosphère se trouve-t-elle à 2 millions de degrés ? Qu'est-ce qui la chauffe, puisqu'elle est séparée du "radiateur" par une zone "froide", la photosphère ?
• D'où provient le vent solaire, flot de particules (protons, électrons), éjecté du Soleil en continu à de très grandes vitesses ? On en voit l'effet en regardant les comètes : le vent solaire repousse leur " chevelure " vers l'arrière, créant les belles queues que l'on admire.
• Pourquoi ce vent solaire, éjecté à 400 km/seconde à l'équateur, est-il accéléré à 800 km/seconde lorsqu'il est éjecté aux pôles ou à partir des trous coronaux ?

• moins brillante (cent fois), que le ciel de nos jours (l'atmosphère "diffuse" en abondance la lumière solaire),
• de plus, noyée dans la lumière très vive, éblouissante du Soleil (1 million de fois plus brillante qu'elle),

1. On a supprimé le disque trop brillant du Soleil avec un disque occulteur
2. On a réduit considérablement la lumière parasite produite par l'optique d'entrée de l'instrument à l'aide d'un diaphragme spécial, inventé par M. B. LYOT : le diaphragme de Lyot.
3. On a sélectionné, par un filtre, une toute petite partie de la lumière, celle émise précisément par l'objet que l'on veut étudier, et on augmente ainsi le contraste entre les régions en émission et le fond de ciel, rendu moins gênant.

Ce sont les meilleures conditions pour faire de la coronographie.

C'est pour cela qu'on fait de la coronographie au Pic.

Cinq autres observatoires dans le monde font régulièrement de la coronographie : Lomnicky Stit en Slovaquie, Kislovodsk en Russie, Mona Kea à Hawaii, Sac Peak aux USA, Norikura au Japon. Tous ces sites sont en altitude.

LE CORONOGRAPHE "HACO" DU PIC DU MIDI

Ce que les Observateurs Associés voient avec le "coro" HACO du Pic est une toute petite partie de la lumière de la couronne, sélectionnée grâce à un filtre : c'est la lumière, de longueur d'onde 656.3 nanomètres, émise précisément par l'hydrogène Halpha ; c'est à dire de l'hydrogène porté à une température de 10 000° à 20 000°. On appelle cet hydrogène, de la "matière froide" ( ! ) par comparaison avec les 2 millions de degrés de la couronne dans laquelle il baigne.

Et ce que nous observons, ce sont les évolutions, sur les bords du Soleil, des structures qui "portent" (ou enferment) l'hydrogène sous forme de protubérances : petits jets, points brillants, masses non résolues, régions résolues en fines structures plus ou moins hautes etc...

Les protubérances peuvent rester plusieurs jours, ou évoluer et disparaître rapidement. On ne peut pas encore bien dire s'il s'agit de masses de gaz éjecté de la surface solaire, ou s'il s'agit de gaz qui se trouve isolé du milieu ambiant (par un tube de flux de champ magnétique) et donc "refroidi" et "condensé" à la température de 10 000°, et qui devient alors brillant à la longueur d'onde de 656.3 nm. Les recherches se poursuivent sur ce sujet. Il est probable que les 2 phénomènes coexistent et qu'il y en a même d'autres.

L'intérêt particulier de nos observations est qu'il s'agit d'un "suivi" dans le temps, des images étant faites toutes les 3 minutes, lorsque le Soleil est présent, avec pour objectif d'observer des phénomènes évolutifs à différentes échelles de temps : des plus rapides, durant quelques minutes, aux plus lents, étalés sur plusieurs jours. Cette surveillance constante permet de suivre l'évolution des structures, de découvrir des symétries, des récurrences, des phénomènes particuliers très brefs etc… Pouvant mener à une meilleure compréhension de la physique solaire.

Trois ou quatres images sont placées sur Internet chaque jour (elles sont colorées en rouge, la couleur de Halpha, artificiellement, et on y a rajouté un tracé blanc qui matérialise le vrai bord du Soleil, recouvert par le disque).

Les autres images de la journée sont dans la base de données BASS 2000 (voir la rubrique "liens") où toutes les données des observatoires français sur le Soleil sont rassemblées et mises à la disposition des scientifiques du monde entier.

Exemple d'images obtenues au cours de la journée du 14 juin 1999 pour l'évolution d'une protubérance :

AUTRES OBSERVATOIRES ET SATELLITES

On peut choisir d'étudier le Soleil sous d'autres aspects. On peut observer le disque entier par exemple, ou bien encore sélectionner, avec un filtre approprié, une autre " couleur " ou longueur d'onde, qui sera la signature d'un autre phénomène ou élément porté a une certaine température.

Les photos ci-aprés donnent des exemples d'images obtenues le 14 juin 1999 par plusieurs observatoires et instruments.

OBSERVATOIRE DE PARIS-MEUDON (images en N et B).

Le spectrohéliographe de Meudon fournit 4 images par jour :

• Une des images est en Halpha, à 656.3nm, comme les nôtres, mais là, il s'agit du disque entier. Les traits noirs sont des filaments, soit des protubérances vues en projection sur le disque du Soleil. Les protubérances apparaissent aux bouts des filaments.
  
  
  Crédit : Observatoire de Paris Meudon

Les autres images sont dans la longueur d'onde émise par le calcium :

• La Ca K1v (aile bleue de la raie CaII K à 393.4nm) montre les taches solaires et les facules (plages blanches) de la surface.
  
  
  Crédit : Observatoire de Paris Meudon
  

• La 1ère Ca K3 (centre de la raie CaII K à 393.4nm) montre les zones actives (plus brillantes) et la supergranulation, structure spécifique de la chromosphère, mince couche intermédiaire entre la surface du Soleil (6000°) et la couronne (2 000 000°).
  
  
  Crédit : Observatoire de Paris Meudon

• La 2ème Ca K3 est surexposée pour faire ressortir les protubérances : on retrouve bien certaines protubérances observées par HACO, mais dans une lumière émise par du calcium (Ca), et non par l'hydrogène.
  
  
  Crédit : Observatoire de Paris Meudon

SOHO

SoHO est un satellite situé à 1,5 millions de km de la Terre, à un point d'équilibre gravitationnel entre la Terre et le Soleil (le point de Lagrange dont la théorie a été étudiée par ce grand Mathématicien Français) : il ne tourne donc pas AUTOUR de la Terre, et ne connaissant pas la nuit, peut observer 24h / 24.

C'est un satellite européen, lancé et piloté par la NASA (USA). Il contient 12 instruments : 3 pour l'héliosismologie, 3 pour l'étude du vent solaire et 6 pour l'étude de la couronne.

Ci-après des images faites par certains de ces instruments.

Attention : les couleurs ne sont pas les vraies (telles que vues par l'oeil humain, car pour certaines elles sont mêmes invisibles par celui-ci), les images sont colorées artificiellement.

EIT - C'est un instrument qui observe le disque entier dans 4 longueurs d'onde de l'extrême ultraviolet, qui correspondent à des éléments portés a des températures très élevées.

Les images sont distinguées par leur longueur d'onde.

• 304 Å (angström) = 30.4 nanomètres . HeII est l'hélium qui a perdu 1 électron à cause de la température de 80 000 °. C'est l'image la plus proche de celle faite au Pic : le température y est un peu plus élevée, et on y retrouve la plupart de NOS protubérances.
  
  
  Crédit : SOHO/EIT

• 284 Å = 28.4 nm. FeXV est du fer qui a perdu 14 électrons, signe d'une température de 2,5 millions de degrés.
  
  
  Crédit : SOHO/EIT

• 195 Å = 19.5 nm. FeXII est du fer qui a perdu 11 électrons, signe d'une température de 1,5 million de degrés.
  
  
  Crédit : SOHO/EIT

• 171 Å = 17.1 nm. FeIX est du fer qui a perdu 8 électrons, signe d'une température de 1 million de degrés.
  
  
  Crédit : SOHO/EIT

LASCO - Cet instrument comprend 2 coronographes, un peu comme HACO. Mais étant au-dessus de l'atmosphère et donc pas gênés par celle-ci, ils n'ont pas besoin de filtre et observent la couronne dans tout le domaine de la lumière visible, comme pendant les éclipses totales.

La technique d'occultation externe utilisée par ces coronographes entraîne une sur-occultation du Soleil beaucoup plus grande qu'avec un coronographe de type Lyot comme HACO.

• Le C2 (orange, fausse couleur), voit la couronne solaire depuis 2 rayons solaires jusqu'à 6 rayons solaires de distance.
  
  
  Crédit : SOHO/LASCO (12h50 le 14 juin 1999)
  
  
  Crédit : SOHO/LASCO (15h26 le 14 juin 1999)

• Le C3 (bleu, fausse couleur), voit la couronne depuis 4 rayons solaires jusqu'à 30 rayons solaires de distance.
  
  
  Crédit : SOHO/LASCO (12h42 le 14 juin 1999)
  
  
  Crédit : SOHO/LASCO (16h18 le 14 juin 1999)

On peut parfois constater sur des images prises à quelques heures d'intervalle que les structures de la couronne évoluent très vite : la matière de la couronne est entièrement renouvelée toutes les 2 ou 3 heures.

Les images de LASCO montrent une grande bulle de matière éjectée très haut dans la couronne (à plusieurs rayons solaires), qui a suivi la déstabilisation de la protubérance observée au bord par HACO un peu plus tôt.

Comme on peut le constater, HACO est complémentaire des instruments de SoHO : aucun n'observe en Halpha, et les coronographes de Lasco n'observent pas aussi près du bord du Soleil.

YOHKOH :

• YOHKOH est un satellite japonais qui observe en rayons X, c'est à dire des phénomènes encore plus chauds.
  
  
  Crédit : YOHKOH (16h33 le 14 juin 1999)

Les rayons ultraviolet extrêmes (EIT) et les rayons X (YOKKOH) ne peuvent pas traverser l'atmosphère et être captés depuis le sol. Ils doivent donc être étudiés à partir de satellites, qui sont au dessus de l'atmosphère terrestre.

CONCLUSION :

Sur toutes les images du disque entier, on peut retrouver les mêmes régions actives, à quelque altitude au dessus du Soleil ou à quelque température que ce soit. Ces régions forment dans la couronne des arches, des boucles, sculptées par le champ magnétique, responsable de l'activité coronale.

Les images de coronographie, sur les bords (ou limbe) du Soleil , montrent des évènements qui correspondent à ces régions actives.

Les divers observatoires et instruments qui observent le Soleil avec des techniques différentes sont complémentaires, et à partir de toutes les données qu'ils produisent, on essaye d'avoir une meilleure compréhension globale du Soleil, notre étoile.