Cyclicité et magnétisme solaire

Cyclicité et magnétisme solaire

Le Soleil est une étoile variable, dont l’aspect fluctue avec une période de 11 ans. Les champs magnétiques, dont les taches constituent la principale manifestation, gouvernent cette activité, qui est à l’origine des éruptions. Cependant nous verrons que le cycle magnétique dure 22 ans. Le Soleil est un corps gazeux extrêmement hétérogène : du cœur vers la surface, la température passe de 15 millions à 6000 degrés, la pression de cent milliards à 0.01 bar (1 bar, c’est la pression atmosphérique terrestre), la densité de 150 à un millionnième (1 est la densité de l’eau) ! Au dessus de la surface visible, pression et densité continuent à décroître au fur et à mesure qu’on s’éloigne, mais par contre la température remonte à plus d’un million de degrés. La surface du Soleil s’appelle photosphère : elle ne fait que 300 km d’épaisseur (moins d’un millième du rayon). La température y est de 5750 degrés, c’est elle qu’on voit à l’œil nu et qui présente des concentrations magnétiques sombres, plus froides : les taches. Au dessus d’elle se trouve la chromosphère, épaisse de 2000 km, de moindre densité ; la température y est de 8000 degrés. Elle est invisible sans instrument spécialisé, hormis pendant les éclipses totales où elle forme un mince liseré rose (à cause de l’émission de la raie Hα à 656.3 nm) autour de la Lune. La chromosphère contient les régions actives, composées de zones magnétisées entourant les taches et de filaments sombres ; c’est ici que se déclenchent les éruptions (chapitre 3). Enfin, la couronne raccorde le Soleil au milieu interplanétaire. Très ténue et vaste, sa température est de 2 millions de degrés, et elle s’étend sur des millions de km. La remontée de température entre la chromosphère et la couronne se fait en seulement en quelques dizaines de km dans une fine couche appelée « zone de transition » : on pense qu’un chauffage résulte de la dissipation d’ondes acoustiques, dont le mécanisme est toujours débattu. Le vent solaire prend naissance dans la couronne : c’est un flot d’électrons, protons et ions qui se répand dans le milieu interplanétaire jusqu’à l’orbite de la Terre et au-delà. Ce vent s’écoule à 400 km/s. Il est guidé par les champs magnétiques solaires à grande distance. Ses variations, lors de phénomènes violents (éruptions, éjections) sont à l’origine des aurores boréales et australes qu’on observe sur Terre, mais aussi sur d’autres planètes. Le Soleil est une étoile dynamique ! 1.2 Une vision multi-longueur d’onde de l’atmosphère solaire.

Le Soleil : une étoile en évolution

Le Soleil est un corps gazeux extrêmement hétérogène : du cœur vers la surface, la température passe de 15 millions à 6000 degrés, la pression de cent milliards à 0.01 bar (1 bar, c’est la pression atmosphérique terrestre), la densité de 150 à un millionnième (1 est la densité de l’eau) ! Au dessus de la surface visible, pression et densité continuent à décroître au fur et à mesure qu’on s’éloigne, mais par contre la température remonte à plus d’un million de degrés. La surface du Soleil s’appelle photosphère : elle ne fait que 300 km d’épaisseur (moins d’un millième du rayon). La température y est de 5750 degrés, c’est elle qu’on voit à l’œil nu et qui présente des concentrations magnétiques sombres, plus froides : les taches. Au dessus d’elle se trouve la chromosphère, épaisse de 2000 km, de moindre densité ; la température y est de 8000 degrés. Elle est invisible sans instrument spécialisé, hormis pendant les éclipses totales où elle forme un mince liseré rose (à cause de l’émission de la raie Hα à 656.3 nm) autour de la Lune. La chromosphère contient les régions actives, composées de zones magnétisées entourant les taches et de filaments sombres ; c’est ici que se déclenchent les éruptions (chapitre 3). Enfin, la couronne raccorde le Soleil au milieu interplanétaire. Très ténue et vaste, sa température est de 2 millions de degrés, et elle s’étend sur des millions de km. La remontée de température entre la chromosphère et la couronne se fait en seulement en quelques dizaines de km dans une fine couche appelée « zone de transition » : on pense qu’un chauffage résulte de la dissipation d’ondes acoustiques, dont le mécanisme est toujours débattu. Le vent solaire prend naissance dans la couronne : c’est un flot d’électrons, protons et ions qui se répand dans le milieu interplanétaire jusqu’à l’orbite de la Terre et au-delà. Ce vent s’écoule à 400 km/s. Il est guidé par les champs magnétiques solaires à grande distance. Ses variations, lors de phénomènes violents (éruptions, éjections) sont à l’origine des aurores boréales et australes qu’on observe sur Terre, mais aussi sur d’autres planètes. Le Soleil est une étoile dynamique ! Une vision multi-longueur d’onde de l’atmosphère solaire.