Régions actives

On décrit ici un effet qui est typique de la chromosphère, nommé "reversal emission" et qui apparait dans le centre des puissantes raies de résonance. Les exemples les plus importants et accessibles à nos observations sont les raies Ca II H (396.85 nm) et Ca II K (393.35 nm).

Qualitativement on peut expliquer l'inversion d'émission comme suit. Imaginons que l'on observe le Soleil à l'aide d'un filtre à bande passante étroite réglé sur le centre de la raie Ca II H. En négligeant les faibles raies spectrales visibles sur l'image spectrale ci-dessous et les profils spectraux correspondants, on constate une absorption croissante lorsqu'on se rapproche du coeur de la raie.
Comme la température décroit avec la hauteur la raie devient de plus en plus sombre ce qui explique les ailes du profil spectral. Cependant à 0.25Å du centre de la raie l'absorption est devenue assez grande pour que l'on commence à voir les couches situées au-dessus du niveau de température minimum. Bien que l'absorption continue à croître, la fonction source suit essentiellement la loi de Planck et par suite croît elle aussi : on observe l'inversion d'émission.
Finalement quand on règle notre filtre sur le coeur de la raie, on arrive si haut dans l'atmosphère que l'hypothèse de ETL (Equilibre Thermodynamique Local) est complètement à rejeter. La fonction source ne suit plus la loi de Planck. Il en résulte que l'intensité présente un minimum relatif au centre de la raie.

Le minimum d'intensité dans les ailes rouge et violette de la raie Ca K sont désignés par K1r et K1v, les pics d'émission par K2r et K2v et le minimum central par K3.

Il apparait bien, sur le spectre ci-dessous, que la puissance de l'émission varie avec la position à la surface du Soleil. Les spectrohéliogrammes révèlent qu'il y a principalement deux types de régions actives pour les raies Ca II H et K.
Les "plages", c'est le cas sur l'observation ci-dessous et le réseau chromosphérique qui a été identifié avec les frontières du champ de vitesse de la supergranulation. Le lien étroit entre plages et régions actives et entre réseau et supergranulation suggère fortement que le champ magnétique joue un rôle clé dans l'émission chromosphérique. (Voir "The Sun", M.Stix).

Spectre d'une région active dans la raie Ca II H.
Profils spectraux correspondants dans trois régions plus ou moins actives.

Une même région active dans la raie Ca K. Le contraste de l'image est meilleur au centre de la raie (K3) que dans les ailes K1 ou K2

k1v
k2v
k3
k2r
k1r

Plongée dans la raie Ca K du calcium (3933.5 Å) sur une région active.
Le réseau est beaucoup mieux visible dans K2v et K2r que dans K1.
L'image K3 est plus sombre et le réseau y est un peu moins nettement marqué.
Fichier image 20050802_ca1.avi 12h56mn TU.



La figure ci-contre illustre la hauteur approximative de formation de trois importantes raies chromosphériques. La courbe rouge représente les variations de la température en fonction de la hauteur au-dessus de la photosphère.
On y distingue le minimum de température au voisinage de 500km (1), le plateau où la température varie peu en fonction de l'altitude entre 6000 et 7000 K (2) et la brusque augmentation vers les valeurs coronales (3) au-delà de 2000 km.
On y voit aussi que k1 correspont à ce minimum de température, que k2 est formée dans la région du plateau et que k3 donne une image de la haute chromosphère.
D'après, J. Vernazza, E.Avrett et R.Loeser, Astrophys. J. Suppl, 45, 635 (1981).

 

La région active NOAA0892b apparait au limbe Est le 3 juin 2006 comme l'émergence d'un point brillant.

L'animation ci-contre montre un scan en longueurs d'onde et les images spectrales correspondantes pour la position de la fente indiquée par le trait bleu.

Les niveaux de luminosité des images ont été normalisés pour plus de lisibilité de l'animation. En réalité les images sont beaucoup plus sombres au centre de la raie H alpha que dans les ailes.