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Le Soleil en rayons X écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC Les missions spatiales Skylab, SOHO, Yohkoh et autre TRACE ont révélé un tout autre Soleil en rayons X. Dans ce rayonnement, la "lumière" ne dépend plus de façon linéaire du nombre d'électrons émis, mais varie avec le carré du nombre d'électrons. Les émissions brillantes seront donc plus intenses que dans le spectre visible. Ce rayonnement intense provient de la couronne en raison de sa haute température dépassant le million de degrés qui excite fortement les gaz. Dans le rayonnement X
la
surface du Soleil présente des zones brillantes et
sombres ainsi que des régions obscures appelées “trous coronaux”. Les éruptions
sont très intenses. Une étroite corrélation pu être établie entre les régions
brillantes, les régions actives bipolaires et les taches de la photosphère. Il
est donc très utile de réaliser des clichés en Ha
et des magnétogrammes et de les comparer aux clichés en rayons X. On découvre
ainsi que toutes les régions
de polarités opposées sont reliées en rayons X par des structures en forme de
boucles.
Les régions coronales actives Observé en rayons X la couronne apparaît tachées de zones très brillantes. Elles consistent en des structures en forme de boucles légèrement plus chaudes et beaucoup plus denses que la couronne moyenne. Leur champ magnétique est d'environ 100 gauss et est orienté vers l'intérieur du Soleil plutôt que vers l'extérieur comme dans les trous coronaux . Entre ces deux extrêmes se situe les régions mal définies des zones calmes de la couronne.Lorsqu'on
observe la surface du Soleil en rayons X lors des périodes calmes de son
activité, on constate que celle-ci est couverte de façon homogène par
des
arches peu denses et diffus qui semblent obéir à des structures magnétiques
à grande échelle, indépendantes des régions actives. La surface du Soleil
peut également être couverte de nombreux points brillants qui apparaissent
puis s'évanouissent en quelques heures. Ils sont associés à des champs magnétiques
bipolaires ponctuels très intenses qui créent une multitude de petites régions
actives éphémères. La distribution de ces points est uniforme ce qui laisse
à penser qu'ils ont une origine différente des taches et des éruptions. Le satellite japonais Yohkoh confirma en 1995 que le rayonnement X de la couronne solaire suivait également les fluctuations du cycle de 11 ans. Photographiée deux ans avant le minimum de 1997, la couronne solaire s’était déjà assombrie d’un facteur 30 par rapport à 1992.
Les trous coronaux Les trous coronaux[1], sortes de cavités obscures, sont présents en permanence autour des deux pôles du Soleil tandis que d'autres se dispersent sur le disque et descendent même jusqu'à l'équateur. Ces régions moins brillantes sont en fait légèrement plus froides et présentent une plus faible densité que la couronne moyenne et sont donc moins émissives que le reste de la surface avec un champ magnétique moyen de 10 gauss. Les trous coronaux ont un champ magnétique dit ouvert (l'aiguille d'une boussole indique toujours la même direction où que l'on se trouve) et tournent autour du Soleil tel un corps solide, conforme en cela à leur origine magnétique. Ces trous coronaux disparaissent au bout de quelques semaines. Ne pouvant soutenir la pression coronale, cette perte d'énergie doit être équilibrée par une autre force : les trous coronaux offrent en effet la particularité de générer le “vent solaire”, dans lequel on retrouve l’énergie cinétique manquante.
Ce
vent solaire est constitué d'un flux
d'atomes d'hydrogène chargés électriquement éjectés dans l’espace à
plusieurs centaines de kilomètres par seconde par les éruptions chromosphériques.
Les satellites d’observation ont découvert que la vitesse du vent solaire était
deux fois plus élevée au-dessus des trous coronaux qu’ailleurs sur le limbe
solaire. Le vent solaire constitue avec le champ magnétique les deux
composantes de l’héliosphère sur laquelle nous
nous attarderons dans une autre page.
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