Les couches du soleil
Le soleil est beaucoup trop chaud pour être composé d'autre chose que de gaz. Cette chaleur entraîne des collisions entre atomes si brutales qu'elles leur arrachent souvent un ou plusieurs électrons, créant un "plasma" : un gaz dont une grande partie se compose d'électrons libres et "d'ions positifs"(atomes privés temporairement de leurs électrons).Les plasmas sont donc composés de particules chargées électriquement et sont donc conducteurs, ce qui implique une gamme de comportements tout à fait originaux.
Ce qu'il nous apparaît être la "surface" du soleil est une couche relativement fine (environ 100 kilomètres soit 1/7000 du rayon du soleil) dénommée photosphère. Les couches sous- jacentes ne peuvent pas être observées, mais, il est normal qu'elles deviennent progressivement de plus en plus denses en profondeur comme pour l'atmosphère de la terre, du fait de la pression des couches les unes sur les autres et aussi de plus en plus chaudes, puisque la chaleur du soleil naît dans noyau et se diffuse vers l'extérieur.
De la même façon, les couches de l'atmosphère solaire sont de plus en plus raréfiées au-dessus de la photosphère, si bien qu'elles deviennent transparentes à la lumière sous jacente. Jusqu'au 20ème siècle, ces couches ne pouvaient être observées que lors d'une éclipse totale de soleil, lorsque la lune cache son disque.
En observant une éclipse de soleil, on perçoit la couche juste au-dessus de la photosphère -- la chromosphère , rougeâtre ("chromos"=couleur, d'environ 5000 kilomètres d'épaisseur. Encore plus au-dessus, se situe la corona (couronne )aux flammes rougeoyantes s'estompant avec la distance, bien que des longues poses photographiques avec des films sensibles les détectent sur plusieurs rayons solaires.
Les projections de la couronne situées plus haut qu'aux latitudes moyennes du soleil se réunissent parfois en voûtes : cela fait donc penser que ces structures sont en rapport avec les champs magnétiques. Impression renforcée par "les " plumes polaires" en face des pôles nord et sud, diffuses comme de la limaille de fer aux extrémités d'un aimant, ce qui démontre que le soleil présente deux pôles magnétiques comme la terre,.
La chaleur de la couronne
La chromosphère et la couronne sont beaucoup plus chaudes que la photosphère, alors que celle ci transmet l'énergie solaire - plus froide- qui l' atteint, c'est leur caractéristique la plus intéressante.
Cette haute température est imputable au rayonnement de leurs atomes. Dans un gaz chaud raréfié, l'émission de lumière ne suit plus un modèle simple dépendant de la température, comme c' est le cas pour le fer chauffé au rouge ou le filament d'une ampoule ( tous les deux de structure solide). Au contraire, (voir la section S-4), elle n'est composée que d'une sélection de couleurs ("lignes spectrales") correspondant à celle des atomes qui l'émettent. L'examen de l'émission d'atomes (ou plutôt ions) analogues au fer déshabillé de 13 de ses électrons conclut à une température d'environ 1,000,000°C (degrés Celsius) pour la couronne et de 30,000°C pour la chromosphère.
La haute température de la couronne peut également être analysée en fonction de son émission de rayons X et UV extrêmes. L'enregistrement (obligatoirement au-dessus de l'atmosphère) de ces émissions est effectivement devenu la méthode élective d'observation de la couronne (voir la section S-6). Pour voir ce genre d'images, en fausses couleurs, selon la température des différentes régions, cliquez Ici. Elle montre que la chaleur n'est pas également distribuée.
La couronne se chauffe de façon encore mystérieuse. Ce ne peut être la simple transmission de la chaleur de la photosphère située juste en dessous, puisque un simple rayonnement thermique ne produit jamais une température plus élevée que la sienne. Essayez de concentrer la lumière du soleil avec des loupes ou des miroirs : en supposant pouvoir conserver l'échantillon résultant de l'évaporation, vous ne pourrez jamais l'obtenir plus chaud que le soleil. Quand l'échantillon s'échauffe, il rayonne, et plus il approche de la température du soleil, plus il perd de chaleur, autant qu'il n'en gagne !
Dans certaines théories initiales, très vite réfutées, l'apport d'énergie viendrait de l'extérieur à la faveur des chutes régulières des météorites, considérablement accélérées par la gravité du soleil. Aujourd'hui, on pense qu'il s'agit d'une réaction du plasma aux champs magnétiques locaux, mais nous ne savons pas vraiment comment. On avance que des ions très rapides se regrouperaient en une sous- population, en gardant leur énergie, par manque de collisions. La gravité solaire maintient les composants les plus ralentis juste au dessus de la photosphère, et les ions, très chauds, occupent les couches supérieures, ce qui échauffe considérablement la couronne.
Avec d'autres théories, les ondes du plasma issues de la photosphère atteignent la couronne mais sont incapables de progresser dans le gaz raréfié et y dissipent leur énergie. Le gaz recevant cette énergie est lui aussi raréfié et se réchauffe jusqu'à une haute température.
(Pour plus de renseignements au sujet de la couronne, voyez Ici.)
Le Vent Solaire
Dans n'importe quelle atmosphère, la vitesse moyenne des atomes, des molécules ou des ions dépend de leur température. Mais il y a une distribution autour de la vitesse moyenne et quelques particules, suffisamment rapides, "s'échappent" et se soustraient à l'attraction de la pesanteur.
A la surface de notre lune, la pesanteur est faible, 1/6 de la terre. Si il y avait eu - hypothétiquement - une atmosphère, elle se serait évaporée depuis longtemps. Par contre la pesanteur plus marquée de la terre a retenu une atmosphère valable, indispensable à la vie sur notre planète.
La gravité du soleil est encore beaucoup plus forte, mais une atmosphère à un million de degré ne peut quand même y être entièrement retenue. Par conséquent, la couronne rejette régulièrement vers l'espace un jet de plasma chaud, appelé vent solaire La couronne ne risque cependant pas de disparaître puisqu'elle est constamment complétée par le niveau sous jacent. Eugene Parker avait prédit le vent solaire dès 1958. Il a été progressivement confirmé par les instruments scientifiques installés à bord de la seconde fusée lunaire soviétique en 1959, de Explorater 10( NASA) en 1961 et de Mariner2 en 1962. les flammes (streamers)de la couronne correspondent à la naissance du vent solaire.
Aux environs de l'orbite de la terre, la densité moyenne du vent solaire est d'environ 6 ions/cm3, à comparer avec les 2.5 1019 molecules/cm3 de notre atmosphère au niveau de la mer. il est plus raréfié que le meilleur des vides obtenus en laboratoire. Ce vent solaire, originaire des basses et moyennes latitudes du soleil, arrive sur la terre à une vitesse moyenne de 400 km/sec; au-dessus des pôles du soleil cette vitesse est presque double, comme l'a montré la sonde Ulysses. Au delà de l'orbite de la terre, le vent solaire continue bien au delà de l'orbite de Pluton, sans ralentir (mais avec une densité décroissante, parce que ses particules s'écartent les unes des autres). Les scientifiques espèrent maintenir le contact avec Voyager 2, maintenant très éloigné du soleil, lorsqu'il franchirat au cours du 21ème siècle sa limite externe ("heliopause"), ou du moins "le front terminal," la discontinuité qui la précéde.
En savoir plus
Un site très complet sur le soleil par Bill Arnett, avec d'excellents liens.