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Le Soleil en lumière blanche 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
Dans son livre "The Sun" publié en 1881, 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" (p282). 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. En 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. A lire : Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha
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. La zone de transition La région située au-dessus de la chromosphère porte le nom de "zone de transition" car la nature du gaz et du plasma changent et la température augmente violemment de 100000 K sur une distance de 100 km. Ensuite, la température continue d'augmenter mais plus lentement pour dépasser 1 million de K dans la couronne. Quand on y réfléchit, a priori il n'est pas normal que la température augmente quand on s'éloigne du Soleil. Or c'est un fait. Nous verrons plus loin que les astronomes ont proposé plusieurs théoriques pour expliquer les températures élevées de la couronne. A un million de Kelvins, l'hydrogène est ionisé, il a perdu son seul électron, rendant son observation très difficile. La lumière émise dans cette région est dominée par des ions lourds, tels ceux du He II, Ca IV, O IV, Si IV, S VI et Fe IX parmi d'autres. Ces ions (en fait les électrons) émettent de la lumière dans la partie ultraviolette du spectre (UVE), 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'au moyen d'instruments montés à bord d'observatoires d'altitude, de vaisseaux spatiaux ou de satellites parmi lesquels les célèbres Solar Max, les observatoires solaires SOHO, SDO et TRACE ainsi que la sonde spatiale solaire Parker qui aident activement les astronomes à acquérir des données sur la structure et la dynamique de la couronne et de la région de transition du Soleil. 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
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