La
chromosphère, la couronne et le vent solaire
La chromosphère
En quittant la photosphère, nous
pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a
une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de
4000 à 10 000 degrés. Du fait de sa très faible densité, un millionième de
celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc
invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de
Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le
disque lunaire.
Un moyen
relativement simple d’étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est
d’observer le Soleil dans une longueur d’onde correspondant à une raie de
l’hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d’onde, les atomes d’hydrogène
de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers
l’extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et
seule la chromosphère apparaît.
Ce type
d’observation a montré que la chromosphère est loin d’être uniforme. Sa
frontière extérieure est surmontée d’une multitude de pics verticaux, appelés
spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s’agit de
jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par
seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de
kilomètres.
La couronne
solaire
En continuant à
nous éloigner du Soleil nous atteignons la limite externe de la chromosphère, à
quelques milliers de kilomètres de la surface. Après cette limite, la
température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre
très rapidement quelques centaines de milliers de degrés : nous sommes entrés
dans la couronne solaire.
Cette région
s’étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore
moins dense que la précédente, de l’ordre d’un dix-milliardième de la densité
de la photosphère. Sa température est extrême et atteint jusqu’à quelques
millions de degrés.
La couronne solaire
révélée lors de l’éclipse du Soleil de mars 2006 en Turquie. Crédit : L. Laveder
Les protubérances
L’un des
phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de
protubérances. Il s’agit de gigantesques colonnes de gaz moins chaud mais plus
dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent
s’étendre sur des centaines de milliers de kilomètres.
Certaines
protubérances qualifiées de quiescentes prennent une forme d’arche et peuvent
subsister pendant plusieurs mois. D’autres, qualifiées d’éruptives, sont
plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes.
Les protubérances
sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes
brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par
contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
Les éruptions
solaires
La couronne est
parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions
solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient
leur température grimper jusqu’à cinq millions de degrés et rester à ce niveau
pendant près d’une heure. Dans ce temps assez court, ces régions très localisées
peuvent libérer une fraction significative de l’énergie qu’émet le Soleil tout
entier.
De plus, les
éruptions sont très souvent accompagnées d’éjections de masse coronale. Des
milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire
à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
Les observations
dans les rayons X
D’autres détails
sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des
observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une
température de plusieurs millions de degrés, c’est dans ce domaine de longueur
d’onde qu’il émet le plus de rayonnement.
De telles
observations ne peuvent se faire que depuis l’espace. Plusieurs instruments
spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la
station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les
années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Une énorme
protubérance observée par la sonde SOHO en 2002. Crédit : SOHO/EIT (ESA/NASA)
Les observations
dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est
très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de
régions. D’abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons
X qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées
aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions
peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz
sont plus faibles que la moyenne. C’est par ces trous coronaux que la plupart
des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.
Le vent solaire
Comme la
température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d’agitation des
particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l’attraction du
Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d’électrons, de
protons et d’autres particules énergétiques – environ deux millions de tonnes
de matière par seconde – s’échappe du Soleil et se perd dans le milieu
interplanétaire.
Au fur et à
mesure que l’on s’éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins
en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules
appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec
la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu’à
largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de
l’ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d’une dizaine de
particules par centimètre cube.
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