La chromosphère
Normalement, la surface brillante du soleil, appelée photosphère, est la caractéristique la plus commune que nous voyons, et même ainsi, sa luminosité masque de nombreuses autres régions importantes du soleil d’une vue facile. Mais une fois que vous avez filtré la lumière de la photosphère, toutes les autres régions moins brillantes disparaissent complètement. Ce n’est que lors d’une éclipse solaire totale que nous avons la possibilité d’apprécier pleinement tous les autres détails solaires cachés par la brillance de la photosphère.
Au-dessus de la photosphère et s’étendant sur environ 5 000 km au-dessus de sa surface turbulente, nous trouvons une région de l’atmosphère solaire appelée la chromosphère. On ne la voit que pendant les éclipses totales de soleil, ou avec des télescopes sophistiqués, et sa couleur rouge et rosée donne à la lune noircie un mince halo de couleur contre la couronne grisâtre plus loin, d’où son nom de sphère » chromo « .
Cette image spectaculaire est l’œuvre de Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) de l’éclipse de 1999 et montre plaintivement la chromosphère et certains de ses détails.
Physiquement , la chromosphère commence près de la surface de la photosphère avec une température proche de 4700 Celsius et une densité de 1017 particules/cm3 (2×10-4 kg/m3), et à son niveau le plus élevé atteint une température proche de 25 000 Celsius et une densité plus faible de 1010 particules/cm3 (2×10-11 kg/m3). Mais plutôt que de n’être qu’une coquille homogène de plasma, elle ressemble à la troposphère de notre propre planète Terre avec des tempêtes complexes et d’autres phénomènes qui agitent son volume de minute en minute. La raison en est que les champs magnétiques formés à la surface ou sous la surface de la photosphère ne sont pas confinés à la surface solaire, mais s’étendent à travers la chromosphère. Les arcs magnétiques, les proéminences et autres tapis d’activité magnétique se forment et se dissolvent sans cesse, libérant de l’énergie et brassant le plasma chromosphérique. Les physiciens solaires appellent la chromosphère et l’étroite région qui la surmonte la « région d’interface » solaire. Il s’agit d’une zone complexe de plasma et de champ magnétique, qui transmet la matière et l’énergie entre la photosphère et la couronne. Une esquisse des nombreux phénomènes qui y opèrent est présentée sur cette figure :
La figure montre la surface solaire (photosphère) située à 0 kilomètres (Dans la figure, cela est noté 0 Mégamètres : 0 Mm) et les mini-boucles magnétiques qui y sont créées par la convection de granulation solaire. Les sommets de ces petites boucles se reconnectent entre eux pour former un champ magnétique plus enchevêtré, et libèrent de l’énergie pour chauffer le plasma local. Cela crée également des ondes de choc qui se propagent vers la base de la couronne et chauffent le plasma à 100 000 degrés Celsius et plus. Ce processus génère également des perturbations magnétiques appelées ondes d’Alfven qui se déplacent le long des lignes du champ magnétique et chauffent davantage le plasma coronal.
L’observatoire solaire de la NASA, IRIS, lancé en 2013 dispose d’instruments spécifiquement conçus pour étudier la température, la densité et les flux de masse dans cette importante région solaire, et ce à une résolution suffisamment élevée pour voir des caractéristiques de seulement 200 km de diamètre ! Un exemple de telles images est montré ici d’une portion de la chromosphère avec de nombreux filaments verticaux et autres structures, comparée à un modèle mathématique de ce que les champs magnétiques et le plasma pourraient faire dans des conditions similaires.
Figure montrant (en haut) une image IRIS réelle de la structure de la chromosphère au-dessus de la photosphère et (en bas) une simulation de physique des plasmas des champs magnétiques et du plasma créés par la surface photosphérique en convection. (Crédit : Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Parmi le bestiaire des nouveaux phénomènes détectés par IRIS figurent des bombes thermiques, des mini-tornades, des jets à grande vitesse et des nano-éclairs – tous mus par des champs magnétiques et des interactions plasmatiques et capables de transporter de l’énergie à travers la chromosphère et dans la couronne. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Les astronomes les appelaient autrefois des spicules solaires. Un spicule est un jet de plasma dynamique d’environ 500 km de diamètre qui se déplace vers le haut à environ 20 km/s depuis la photosphère. Ils ont été découverts en 1877 par le père Angelo Secchi de l’Observatoire du Collegium de Rome. Ils durent environ 15 minutes et transportent environ 100 fois la densité de masse par seconde que le vent solaire. Environ 60 000 d’entre eux couvrent toute la surface du soleil juste au-dessus de la photosphère et peuvent atteindre une hauteur maximale de 10 000 km au sommet de la chromosphère. Étonnamment, nous n’avons toujours pas de bonne explication pour cet important phénomène chromosphérique !
Voici une image obtenue par la sonde Hinode d’une haie de spicules le long du limbe solaire.
Crédit : Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen et Karel Schrijver/UCAR.
Dans ce diagramme s’étendant sur 15 000 km de hauteur au-dessus de la photosphère, des flux ascendants à grande vitesse vus dans la chromosphère supérieure alors que des spicules de type II sont poussés dans la couronne. Cette matière est visible à une large gamme de températures, et une partie d’entre elle est piégée dans le champ magnétique coronal. Plus tard, ce matériau retombe le long des mêmes lignes de champ magnétique, très probablement sous la forme d’un phénomène appelé « pluie coronale »(Crédit : Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen et Karel Schrijver/UCAR).
Pourquoi la chromosphère brille-t-elle autant de la couleur rouge ? Composé principalement d’hydrogène, dans ces conditions de température, la façon la plus courante dont les gaz d’hydrogène brillent est par l’émission d’une ligne spectrale particulière appelée hydrogène-alpha ou Ha à une longueur d’onde de 656,3 nanomètres (6563 Angstroms). Elle provient d’une transition quantique entre les niveaux d’énergie N=3 et N=2 de l’atome d’hydrogène et constitue la principale raie atomique de la série de transitions dite de Balmer. Cette lumière, lorsqu’elle est générée, brille d’une couleur rouge distincte, donnant à la chromosphère sa couleur caractéristique. Mais pourquoi cette raie d’émission particulière parmi les dizaines d’autres raies de l’hydrogène est-elle celle qui donne sa couleur à la chromosphère ?
L’intensité des différentes raies d’émission de l’hydrogène est un équilibre compliqué entre la densité de l’hydrogène et la température locale. Comme la densité chute d’un facteur 10 millions entre le bas et le haut de la chromosphère, et que la température augmente d’un facteur 5 sur la même plage de 10 000 km de hauteur, les modèles de la façon dont les atomes d’hydrogène sont excités pour produire les différentes raies d’émission possibles sont très sensibles à la hauteur au-dessus de la photosphère. Des calculs détaillés et en 3D du rayonnement suggèrent que la plupart de cette émission Ha est produite dans une zone étroite entre 500 km et 1 500 km de la surface solaire où les conditions de température et de densité sont idéales.
Notez que pour les atomes d’hydrogène à une température de 10 000 Celsius, la vitesse moyenne des atomes n’est que de 13 km/sec et bien inférieure à la vitesse d’échappement de la surface solaire de 618 km/sec, donc même à ces températures élevées, l’atmosphère du soleil à l’intérieur de la chromosphère est piégée par la gravité solaire.
Donc, ce que vous voyez depuis la Terre lors d’une éclipse totale de soleil n’est qu’un petit éclat de la chromosphère solaire. En fait, la largeur de 10 000 km de cette région sous-tendrait un angle de seulement 13 secondes d’arc, vue de la surface de la Terre. En comparaison, certaines des vallées les plus profondes le long du limbe de la lune ont une profondeur d’environ 10 km et forment un angle de 6 secondes d’arc. Ce que cela signifie, c’est que même pendant l’éclipse solaire totale la plus idéale, la chromosphère est généralement bloquée entièrement, ou seulement aperçue brièvement lorsque la lumière de cette région traverse certains des canyons lunaires les plus profonds.
Une façon intéressante d’étudier cette région astronomiquement est d’utiliser un spectroscope. Normalement, un spectroscope a une petite fente pour rendre les lignes observées aussi étroites et » focalisées » que possible, mais comme la chromosphère est si étroite, pendant une éclipse solaire totale, le limbe de la lune fournit une fente naturelle pour le spectroscope. Ce qui en résulte est appelé un « spectre flash » qui révèle souvent des détails importants sur la chromosphère solaire « à la volée » au fur et à mesure que l’éclipse totale progresse. Les astronomes amateurs peuvent placer un réseau de diffraction devant leur caméra pour capturer ce spectre unique. Voici un exemple d’un tel spectre (Crédit : Constantine Emmanouilidi [email protected])
La ligne la plus intense se trouve à l’extrême droite de Ha et la ligne jaune est produite par le deuxième gaz solaire le plus abondant, l’hélium, découvert pour la première fois dans le soleil dans les années 1800. L’intensité de la lumière le long de chaque ligne courbe suit la courbe du membre du soleil qui reste exposé par la lune.