Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, elle est aussi notre principale source d’énergie. Il s’agit d'une étoile naine de type G2V, dont la température de surface avoisine les 5500°K, ce qui lui confère une couleur blanche, légèrement jaunâtre. Bien que le soleil soit considéré comme une étoile de taille modeste, son diamètre atteint tout de même 1 390 000 km, l’équivalent de 109 globes terrestres mis bout à bout. De part sa masse importante, le Soleil constitue le centre gravitationnel de notre Système Solaire, les planètes, les astéroïdes et les comètes lui tournent autour.
Le noyau
Le Soleil produit son énergie en transformant l’hydrogène qui le compose en hélium par un processus de fusion thermonucléaire qui s’opère en son cœur. Le noyau du soleil est l’endroit le plus chaud de notre étoile, car il y règne des conditions de pression gigantesques, la température y atteint 15 millions de degrés. Chaque seconde, le Soleil consomme 600 millions de tonnes d’hydrogène en produisant 596 millions de tonnes d'hélium. Les quatre millions de tonnes de matière manquante sont converties en une énorme quantité d'énergie. Malgré ces chiffres impressionnants, notre étoile est suffisamment massive pour continuer à briller durant 5 milliards d'années. La longévité totale du soleil est estimée à 10 milliards d'années.
La photosphère
La photosphère la surface apparente et brillante du Soleil. C’est une fine couche de gaz d’environ 300 à 500 km d’épaisseur, qui émet 99% de la lumière solaire. Sa température est d’environ 5700 degrés Kelvin (K).
La photosphère correspond à l'étage de formation des taches solaires, qui apparaissent comme des zones sombres à la surface du Soleil lorsqu'on l'observe en lumière blanche. Les taches solaires sont des zones de refroidissement où la température descend à environ 4000°K. Elles sont le siège d'une intense activité magnétique. C'est ce champ magnétique qui bloque les mouvements de convection solaire et empêche la zone de la tache de se s'alimenter en énergie dans les profondeurs.
La surface de la photosphère est couverte de petites cellules convectives ressemblant à des grains brillants, il s'agit de la granulation solaire. Ces granules de plasma chaud transportent la chaleur interne du Soleil vers la surface, la température qui y règne oscille entre 5000 et 6000°K. Chaque granule mesure près de 1000 km de diamètre, elles ont une durée de vie assez courte, de l'ordre de 5 à 15 minutes seulement.
C'est également au niveau de la photosphère qu'apparaissent les zones de facules. On les distingue comme des zones brillantes situées à proximité des taches solaires ou des zones actives. Elles sont particulièrement visibles sur les zones proches du limbe.
La zone intermédiaire entre la photosphère et la chromosphère
Les extensions des facules dans les couches supérieures de la chromosphère deviennent visibles aux longueurs d'onde de la vapeur de calcium ionisé. Lorsqu'elles sont vues dans la chromosphère, elles sont appelées plages claires. Ces plages faculaires claires correspondent à des zones qui sont 300°K plus chaudes que les régions environnantes. Les plages claires sont situées dans la haute atmosphère solaire entre la photosphère (la couche des taches solaires) et la chromosphère (la couche des protubérances).
La chromosphère
La chromosphère correspond à la partie basse de l'atmosphère solaire, elle est placée au dessus de la photosphère. Épaisse d'environ 2000 km, la température y remonte de 4000 à 10 000 degrés. Cette croissance de la température avec l'altitude reste l’un des grands mystères de la physique solaire actuelle. La chromosphère s'étudie principalement dans la longueur d'onde H-alpha de l'hydrogène (à 636,5 nm) avec un matériel très spécifique.
La chromosphère est le siège des éruptions solaires, aussi appelées protubérances. Une protubérance solaire une immense structure de plasma (gaz ionisé) brillant et dense, en forme d'arche ou de boucle, qui s'élève au-dessus de la surface du Soleil et qui s'étend dans la basse couronne. Elles offrent un spectacle magnifique aux observateurs équipés de matériel adéquat.
Les filaments apparaissent comme des rubans sombres de matière solaire, il s'agit de protubérances, sauf qu'elles sont observées en avant plan de la chromosphère et non sur le limbe. Ils ont une température de 8000 degrés. Ils sont très chauds, par contre ils sont faiblement lumineux par rapport à la puissante source de lumière que représente la photosphère située en contrebas, ce qui explique que les filaments apparaissent sombres.
Sur le bord du disque solaire, nous pouvons également observer des spicules. Il s'agit de jets de matière en mouvement rapide, pouvant atteindre 10 000 km de haut. Elles ressemblent à de petites flammes. Les spicules sont des formations éphémères qui s'élèvent dans la chromosphère à des vitesses allant de 20 à 70 km/s, elles ne durent qu'une dizaine de minutes tout au plus.
En longueur d'onde H alpha nous pouvons également observer les zones lumineuses, parfois très brillantes, des plages. Elles sont les contreparties des facules de la photosphère.
La couronne
La couronne solaire est la couche la plus externe de l'atmosphère du Soleil.
Cette masse gazeuse très peu dense s'étend sur près de dix millions de kilomètres
(environ 14 fois le rayon du Soleil) au-dessus de la surface solaire de la photosphère. La température de la couronne solaire est extrêmement élevée, près de 2 millions de degrés Kelvin ! Ce paramètre reste encore aujourd'hui difficile à expliquer.
La couronne peut être le siège de phénomènes violents, comme les éjections de masse coronale (CME), de spectaculaires bouffées de matière éjectées dans le milieu interplanétaire et qui peuvent donner naissance aux aurores polaires lorsqu'elles arrivent vers la Terre.
Observer la couronne depuis la surface terrestre reste assez compliqué. Elle apparaît surtout aux observateurs lors des éclipses de Soleil, quand le disque très lumineux de notre étoile est entièrement occulté. La couronne devient visible car les photons émis par la photosphère sont diffusés par les particules de la couronne solaire.
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