L’atmosphère du Soleil, comme celle des étoiles, est un milieu stratifié : la température, la pression et la densité du plasma solaire n’y sont pas uniformes. Des variations importantes des propriétés du plasma sont ainsi présentes, parfois sur des hauteurs relativement réduites. L’atmosphère du Soleil est ainsi divisée en couches présentant différentes propriétés et observables dans différents domaines du spectre électromagnétique.

Les différentes couches de l’atmosphère solaire

La photosphère

La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart des raies spectrales depuis l’ultraviolet jusqu’à l’infrarouge.

La photosphère solaire a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et permet de définir une température dite effective de 5 780 kelvins. Elle présente un aspect irrégulier causé par le réseau de granules liées aux mouvements convectifs du gaz et devient parsemée de taches solaires, régions localement plus froides et abritant un champ magnétique intense (de l’ordre de 0,3 teslas) d’autant plus nombreuses que l’on est proche d’un maximum du cycle solaire de 11 ans.

La chromosphère

Au dessus de la photosphère se situe la chromosphère. Son épaisseur est de l’ordre du millier de km. Elle tire son nom de sa couleur rouge lorsque elle est observée à l’œil nu lors des éclipses de Soleil.

Au niveau de la chromosphère, se situe le minimum de température du plasma solaire. Contrairement à l’intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l’on s’éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. Du fait de sa relativement faible température, contrairement aux autres couches de l’atmosphère, le plasma de la chromosphère est faiblement ionisé.

La chromosphère est aussi une zone de transition magnétique : alors que le plasma domine le champ magnétique dans l’intérieur solaire, c’est le champ magnétique qui structure la haute atmosphère solaire. Champ magnétique et plasma ayant une importance relative équivalente dans la chromosphère, cette couche est extrêmement dynamique et de nombreux phénomènes impulsifs s’y déroulent, tels que les jets, les spicules, ...etc.

La région de transition

Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l’atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de "chauffage" de la couronne est encore à l’heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire.

La couronne

La couronne est la couche la plus externe de l’atmosphère solaire et est formée de plasma particulièrement chaud. Observable à l’œil nu uniquement lors des éclipses de Soleil, cette couche émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites.

Températures du Soleil
Températures du Soleil

Aspects multi-longueur d’onde du Soleil

Du fait de leurs différentes propriétés, les différentes couches émettent de la lumière de manières distinctes dans les différents domaines du spectre électromagnétique.
Alors que l’émission dans le continue visible provient de la photosphère, l’émission dans le domaine ultraviolet est dominé par la couronne solaire très chaude.

Les raies en absorption dues à certains éléments chimiques permettent enfin d’étudier la chromosphère et les protubérance solaires, le plasma froid qui s’y trouve absorbant la lumière émise au niveau de la photosphère. Grâce à la méthode de spectroscopie, sur laquelle se repose le spectrohéliographe de Meudon, il devient ainsi possible de sonder et d’étudier la basse atmosphère du Soleil.

Observer le Soleil dans différentes longueurs d’ondes du spectre permet ainsi d’étudier les différentes strates de notre astre et leur propriétés. Chaque observation apporte une information complémentaire, telle des pièces de puzzles, qui permettent aux physiciens solaires de reconstituer et comprendre le fonctionnement de l’atmosphère de notre astre et de ses variations lors des éruptions solaires.

L’exemple du 28 octobre 2003

Ci-dessous les différentes images correspondant à des observations complémentaires, dans différents domaines de longueur d’onde du spectre électromagnétique, de l’atmosphère du Soleil, obtenues au même moment, le 28 octobre 2003, par différents instruments au sol et dans l’espace.

La photosphère dans le continu visible et une carte du champ magnétique :

SOHO/MDI intensité raie NiI 6768 A
SOHO/MDI intensité raie NiI 6768 A
(592 KO)
1024 x 1024
SOHO/MDI magnétogramme raie NiI 6768 A
SOHO/MDI magnétogramme raie NiI 6768 A
(570 KO)
1024 x 1024

La chromosphère observée par le service du Spectrohéliographe de Meudon :

Meudon raie HI 6563 A
Meudon raie HI 6563 A
(194 KO)
1024 x 1024
Meudon raie CaII K1v 3933 A
Meudon raie CaII K1v 3933 A
(224 KO)
1024 x 1024

La couronne solaire observée dans le domaine radio par le radiohéliographe de Nancay :

Nançay Radiohéliographe 169 MHz
Nançay Radiohéliographe 169 MHz
(23 KO)
256 x 256
Nançay Radiohéliographe 327 MHz
Nançay Radiohéliographe 327 MHz
(21 KO)
256 x 256

La couronne solaire observée en ultraviolet par l’instrument EIT sur le satellite SoHO :

SOHO/EIT raie FeIX/X 171 A
SOHO/EIT raie FeIX/X 171 A
(745 KO)
1024 x 1024
SOHO/EIT raie FeXII 195 A
SOHO/EIT raie FeXII 195 A
(783 KO)
1024 x 1024
SOHO/EIT raie FeXV 284 A
SOHO/EIT raie FeXV 284 A
(796 KO)
1024 x 1024
SOHO/EIT raie HeII 304 A
SOHO/EIT raie HeII 304 A
(829 KO)
1024 x 1024

La couronne lointaine et l’environnement du Soleil, observés grâce à la technique de la coronographie (permettant de masquer le disque solaire) par l’instrument COR sur le satellite SoHO :

SOHO/LASCO coronographe voie C2
SOHO/LASCO coronographe voie C2
(690 KO)
1024 x 1024
SOHO/LASCO coronographe voie C3
SOHO/LASCO coronographe voie C3
(742 KO)
1024 x 1024