Chromosphère et couronne

Chromosphère

La chromosphère représente la transition dynamique entre le minimum de température froide de la photosphère externe et la couronne diffuse de millions de degrés située au-dessus. Elle tire son nom et sa couleur rose de la raie rouge Hα de l’hydrogène à 6562,8 angströms (Å) ; 1 Å = 10-10 mètre. Cette raie étant très forte, elle constitue le meilleur moyen d’étudier la chromosphère. C’est pourquoi des monochromateurs spéciaux sont largement utilisés pour étudier le Soleil dans une bande de longueur d’onde étroite. Comme la densité diminue avec la hauteur plus rapidement que l’intensité du champ magnétique, ce dernier domine la structure de la chromosphère, qui reflète l’extension des champs magnétiques photosphériques. Les règles de cette interaction sont simples : chaque point de la chromosphère où le champ magnétique est fort et vertical est chaud et donc lumineux, et chaque endroit où il est horizontal est sombre. La supergranulation, qui concentre le champ magnétique sur ses bords, produit un réseau chromosphérique de régions brillantes de champs magnétiques renforcés.

Les structures les plus marquantes de la chromosphère, en particulier dans le limbe, sont les amas de jets, ou courants, de plasma appelés spicules. Les spicules s’étendent jusqu’à 10 000 kilomètres au-dessus de la surface du Soleil. Parce qu’elle émet fortement les raies d’excitation de l’hélium, on pensait à l’origine que la chromosphère était chaude. Mais les mesures radio, un moyen particulièrement précis de mesurer la température, montrent qu’elle n’est que de 8 000 K, un peu plus chaude que la photosphère. Des cartes radio détaillées montrent que les régions plus chaudes coïncident avec des champs magnétiques plus puissants. Les régions chaudes et froides s’étendent bien plus haut que ce à quoi on pourrait s’attendre, ballottées bien au-dessus de la surface par l’action magnétique et convective.

Lorsque les astronomes observent le Soleil depuis l’espace à des longueurs d’onde ultraviolettes, on constate que la chromosphère émet des raies formées à des températures élevées, s’étendant de 10 000 à 1 000 000 K. Toute la gamme d’ionisation d’un atome peut être trouvée : par exemple, l’oxygène I (neutre) se trouve dans la photosphère, l’oxygène II à VI (un à cinq électrons enlevés) dans la chromosphère, et l’oxygène VII et VIII dans la couronne. Toute cette série se produit dans une gamme d’altitude d’environ 5 000 kilomètres. Une image de la couronne obtenue aux longueurs d’onde ultraviolettes présente un aspect beaucoup plus diffus par rapport aux régions à plus basse température, ce qui suggère que la matière chaude des éléments magnétiques s’étend vers l’extérieur avec la hauteur pour occuper tout l’espace coronal. Il est intéressant de noter que l’émission d’hélium, qui était l’indice initial de l’augmentation de la température vers le haut, n’est pas inégale mais uniforme. Cela se produit parce que les atomes d’hélium sont excités par l’émission de rayons X plus diffuse et uniforme de la couronne chaude.

La structure de la chromosphère change radicalement avec les conditions magnétiques locales. Aux bords du réseau, des grappes de spicules dépassent des amas de lignes de champ magnétique. Autour des taches solaires, des amas de champ plus importants appelés plage se produisent (voir ci-dessous), où il n’y a pas de spicules, mais où la chromosphère est généralement plus chaude et plus dense. Dans les zones de proéminences, les lignes de champ magnétique sont horizontales et les spicules sont absentes.