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Le Soleil en lumière blanche

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

La chromosphère (IV)

Quelques centaines de kilomètres au-dessus de la photosphère se trouve la chromosphère, qui tire son nom du fait qu'elle apparaît comme un fin croissant rose brillant dès que la Lune éclipse totalement le Soleil. Son épaisseur est d'environ 2000 km soit 2.7" et sa température varie entre 4100 K juste au-dessus de la photosphère à 30000 K dans les couches les plus élevées (cf. ce schéma) pour atteindre 1 million de degrés quelque 10000 km plus haut où elle fusionne avec la basse couronne. C'est ici que les plus fortes raies du spectre solaire se forment : c'est la couche renversante.

Notons pour la précision scientifique que cette dénomination ne fait pas référence à un niveau bien particulier de l'atmosphère solaire, contrairement à ce que laisse penser certaines publications. La couche renversante symbolise un processus d'excitation et d'ionisation qui se déroule en permanence sur le Soleil, et qui est particulièrement visible sur le pourtour du limbe solaire. La couche renversante tire son nom du fait que l'analyse spectrale de la chromosphère révèle des raies d'émission brillantes, que l'on appelle le "spectre-éclair" de la chromosphère.

A consulter : Le spectre-éclair du Soleil

Quelques secondes avant l'éclipse totale de Soleil du 11 août 1999, au moment du 2eme contact Gary Sego et son équipe ont enregistré le spectre-éclair du Soleil au moyen d'un réseau de diffraction fixé sur un téléobjectif (à gauche), révélant les raies d'émissions de la série de Balmer (rouge, vert) et celles du calcium (bleu). A droite, une image composite du Soleil réalisée par le groupe CAOS de l'ESO montrant le spectre d'émission des raies de l'Hα en rouge, du [FeXIV] en vert et de l'He I en bleu.

Dans son livre "Le Soleil" publié en 1883, Charles A.Young, professeur d'astronomie à l'Université de Princeton expliquait la raison de ce phénomène : "A la surface supérieure de la photosphère, les gaz raréfiés sont foncés en comparaison des gouttelettes et des cristaux qui composent les nuages photosphériques [...car ] ici la pression et la température sont abaissées". En effet, les atomes de la chromosphère, beaucoup plus ionisés que ceux de la photosphère sont difficilement excitables. Ici les raies de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium et du fer sont très fortes. Les raies que l'on observe dans la chromosphère sont celles d'éléments pour lesquels cette atmosphère est opaque, tandis qu'elle est transparente au continuum visible. Entre d'autres termes toutes les structures que l'on observe à ce niveau appartiennent à la chromosphère et non plus à la photosphère.

C'est dans la raie de l'hydrogène alpha qu'on observe le plus de structures : réseau chromosphérique, plages autour des taches, éruptions, filaments, protubérances sur le limbe. Tous ces phénomènes sont dynamiques et peuvent évoluer en l'espace de quelques minutes.

Deux images de la chromosphère du Soleil réalisées le même jour au moyen d'un filtre interférentiel, respectivement dans la raie violette du Calcium II K à 383.38 nm (à gauche) et dans la raie rouge-rubis de l'hydrogène-alpha à 656.28 nm (à droite). Documents NSO/Sacramento Peak colorisés par l'auteur.

Ainsi analysées depuis le sol, ces différents systèmes de raies (les raies brillantes du spectre-éclair ou les raies d'absorption du spectre de Fraunhofer) nous permettent d'étudier l'atmosphère solaire à des profondeurs différentes, à des niveaux de températures différents, où se forment cette matière. En altitude, l'analyse ultraviolette et rayons X permettent d'étudier un niveaux plus élevé de l'atmosphère solaire, en particulier le rayonnement de la couronne. Notons que l'observation du Soleil à travers les "ailes" ou côtés d’une raie permet d'étudier le niveau inférieure de la chromosphère, plus proche de la photosphère afin de mettre en évidence la dynamique de l'activité solaire, tandis que le coeur ou pic central d'une raie limité à une fraction d'angström permet d'étudier la chromosphère en lumière monochromatique, principalement dans les raies de l'hydrogène alpha, H et K du Ca II et du Na D qui sont accessibles aux amateurs, d'autres raies notamment en UVE exigeant des satellites.

A lire : Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha

La zone de transition

A un million de degrés l'hydrogène est ionisé, il a perdu son seul électron, rendant son observation très difficile. Aussi la lumière émise dans cette région est dominée par des ions lourds, tels ceux du C IV, O IV et Si IV notamment, chacun ayant perdu trois électrons. Ces ions (en fait les électrons) émettent de la lumière dans la partie ultraviolette du spectre, une gamme de fréquences filtrée par l'atmosphère terrestre rendant son observation uniquement possible à partir de l'espace.

La zone de transition ne peut donc être étudiée qu'aux moyen d'instruments montés à bord d'observatoires d'altitude, de vaisseaux spatiaux ou de satellites parmi lesquels les célèbres Solar Max et l'observatoire héliosphérique SOHO. De son côté le satellite TRACE aide activement les astronomes à acquérir des données sur la structure et la dynamique de la couronne et de la région de transition du Soleil.

Deux images de la zone de transition prises par l'instrument SUMER de la sonde SOHO. A gauche, l'émission du carbone IV correspond à une température d'environ 100000 K. A droite, l'émission du soufre VI porté à une température d'environ 200000 K. Document SOHO/SUMER.

Enfin, au-dessus de la zone de transition, vers 2200 km au-dessus de la photosphère, nous pénétrons dans la vaste région de la couronne qui s'étend très loin du Soleil et qui fait l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

La couronne solaire

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