SOLEIL

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Atmosphère normale

Photosphère

La photosphère pourrait être définie comme la surface du Soleil telle que l'œil la voit, mais cette définition n'est que très approximative car l'atmosphère d'une étoile est continue, et chaque longueur d'onde y pénètre à une profondeur différente. La température effective de la photosphère, de 5 780 kelvins, explique la couleur blanc-jaune perçue par l'œil. Outre les taches solaires, l'observation en lumière blanche (c'est-à-dire sans analyse spectrale), avec une bonne résolution angulaire, montre l'existence de fluctuations de brillance, connues depuis le début du xixe siècle, couvrant toute la surface du Soleil. La granulation solaire est en fait formée de polygones brillants dont la dimension est de l'ordre de 1,4 seconde d'angle (soit 1 000 km), séparés les uns des autres par un réseau de fines régions sombres. La durée de vie de chaque granule est de quelques minutes, et l'étude cinématographique montre le caractère dynamique de ces structures qui sont liées, nous l'avons vu, à l'affleurement de la zone convective sous-jacente.

Le rayonnement continu de la photosphère s'assombrit nettement du centre vers le bord du disque solaire. Les rayons issus de régions proches du bord traversent l'atmosphère sous incidence oblique et sont, de ce fait, plus absorbés à une altitude donnée que les rayons observés au centre. Ils pénètrent moins profondément dans la photosphère que ces derniers. L'assombrissement au bord indique donc une décroissance de la température avec l'altitude, en continuité avec l'intérieur de l'étoile. L'ensemble du spectre de la photosphère permet la construction de modèles moyens de la température et de la densité en fonction de l'altitude. La photosphère est la région du Soleil où la composition chimique peut être déterminée avec le plus de précision car plusieurs milliers de raies d'absorption, les raies de Fraunhofer, sont identifiables : ce sont des raies atomiques ou moléculaires dont l'intensité absolue permet de connaître le nombre d'atomes absorbants et de déduire l'abondance de l'élément concerné. L'abondance des éléments lourds d'une étoile reflète l'histoire de leur création par nucléosynthèse.

Soleil lors de la mission STEREO, le 26 mars 2007

Photographie : Soleil lors de la mission STEREO, le 26 mars 2007

Cette image du Soleil dans l'extrême ultraviolet a été acquise le 26 mars 2007 par l'instrument Secchi/Extreme UltraViolet Imager (E.U.V.I.) embarqué à bord du satellite STEREO-B. La mission STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) de la N.A.S.A. comporte deux satellites – lancés... 

Crédits : GSFC/ NRL/ JPL-Caltech/ NASA

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Raies d'absorption

Dessin : Raies d'absorption

Enregistrement photométrique du spectre solaire montrant l'importance des raies d'absorption dans le spectre photosphérique. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Deux autres caractéristiques essentielles de la photosphère peuvent être étudiées grâce aux raies. D'une part, par déplacement Doppler-Fizeau des longueurs d'onde, le champ de vitesse peut être mesuré avec beaucoup de précision. C'est, en particulier, la base de la sismologie solaire. En outre, certaines raies sont séparées par effet Zeeman en plusieurs composantes polarisées : des mesures du champ magnétique sont donc possibles. Dépassant 0,4 tesla dans certaines taches, les champs magnétiques pourraient aussi atteindre des valeurs élevées dans la photosphère calme, dans des domaines inférieurs à la seconde d'angle. Le magnétisme solaire est essentiel car il est non seulement responsable de toute l'activité solaire, mais il détermine aussi pour une bonne part la structure et la physique de l'atmosphère normale.

Chromosphère

Les observations lors d'éclipses indiquent qu'immédiatement au-dessus de la photosphère existe une région d'environ 1 500 kilomètres d'épaisseur, la chromosphère, dont la température, à l'inverse de celle de la photosphère, croît avec l'altitude. Un mécanisme de chauffage, probablement par dissipation d'ondes, permet d'expliquer cette remontée de la température. Le minimum de température, situé entre la photosphère et la chromosphère, est observé en infrarouge et en ultraviolet, et correspond à environ 4 300 kelvins. En dehors des éclipses, diverses techniques (spectrohéliographie ou utilisation de filtres interférentiels) permettent l'obtention d'une image de la chromosphère sur le disque dans les raies fortes telles que les raies H et K du calcium ionisé (à 396,7 nm et 393,3 nm) ou la raie Hα de l'hydrogène à 656,3 nanomètres. L'aspect de la chromosphère en Hα est fortement hétérogène. Des spicules, structures verticales d'un  

diamètre de l'ordre de 1 000 kilomètres, bordent des régions de 40 000 kilomètres de diamètre environ. Ce quadrillage de l'atmosphère solaire normale correspond au réseau chromosphérique brillant dans les raies H et K du calcium ionisé. Il est observé également au niveau de [...]

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Soleil

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Protubérance solaire

Protubérance solaire
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Observation de la turbulence solaire

Observation de la turbulence solaire
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Cycle proton-proton

Cycle proton-proton
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Écrit par :

  • : directeur de recherche au C.N.R.S., astrophysicien à l'Observatoire de Paris-Meudon

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Pour citer l’article

Pierre LANTOS, « SOLEIL », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 14 mai 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/soleil/