Topographie solaire : la partie opaque

La partie opaque à la lumière est aujourd’hui abordée par le calcul ou la sismologie. Elle comprend :

• une zone dite radiative avec un cœur où les réactions nucléaires transforment les ions hydrogène en hélium ; cœur et zone radiative représentent 98 % de la masse du Soleil ;
• une zone dite convective, plus externe.
  
  

Le nom de ces zones est lié au mode de transport de l’énergie, produite dans la partie centrale et évacuée ensuite vers ­l’extérieur du Soleil. Le transport se fait soit par radiation (propagation sous forme d’ondes électromagnétiques) soit par convection (principe du radiateur électrique : le chauffage entraîne le déplacement des particules, c’est le mouvement de la matière qui assure le transfert de la chaleur).

Le coeur du Soleil : de 0 à 210 000 km

Il représente 50 % de la masse du Soleil. Cette région est le lieu des réactions de fusion nucléaire. La température est de 15 millions de degrés au centre, elle diminue quand on s’éloigne du centre. Lorsqu’elle atteint 7 millions de degrés, la chaleur devient insuffisante pour entretenir les réactions de fusion.

Zone radiative : de 0 à 480 000 km

Partie interne du Soleil, elle englobe le cœur. Dans cette zone, l’énergie est transportée par radiation. Cette région est le siège de nombreuses interactions entre les photons et les différents éléments présents. Ces collisions avec la matière se traduisent pour les photons par des phénomènes d’absorption-réémission (plusieurs millions de fois) qui les ralentissent et dégradent leur énergie. Le temps de diffusion des photons est très long, de l’ordre du million d’années, alors que la lumière émise depuis la surface ne met que 8 minutes pour atteindre la Terre. La température de sa partie la plus externe est de 2 millions de degrés.

Zone convective : de 480 000 à 690 000 km

Elle représente 2 % de la masse du Soleil. De turbulents mouvements de plasma assurent le transfert d’énergie vers l’extérieur. Des bulles de matière chaude montent, se refroidissent et redescendent. C’est un transport convectif analogue à celui observé dans une casserole d’eau chaude. Ces mouvements sont à l’origine de la granulation observée sur la photosphère.

Topographie solaire : la partie visible

Cette partie du Soleil est observable directement. Elle regroupe la photosphère (frontière avec la zone opaque), la chromosphère et la couronne. Ces deux dernières ne sont visibles que lors d’éclipses totales (naturelles ou artificielles) du Soleil.

Dans les conditions de température et de pression terrestres, la matière se présente sous trois états : solide, liquide et gazeux. Le passage d’un état à l’autre correspond à une réorganisation des molécules ou des atomes dans la matière. Prenons l’exemple de l’eau : à l’état solide, sous forme de glace, l’eau a une structure très organisée dans laquelle les molécules sont fortement liées les unes aux autres ; sous l’effet de la chaleur, les molécules s’agitent, s’éloignent les unes des autres et l’eau devient liquide ; à plus forte température encore, la structure se désorganise totalement et les molécules d’eau s’éparpillent sous forme de gaz, c’est l’ébullition.

La chromosphère

La chromosphère est la partie basse de l’atmosphère solaire; elle contribue très peu au rayonnement du Soleil. C’est une couche très hétérogène d’une épaisseur moyenne de 2 000 à 3 000 km. Sa température est de plusieurs milliers de degrés et croît vers l’extérieur pour atteindre 20 000 °C. Elle est visible de courts instants lors des éclipses totales. Théâtre d’une intense activité, c’est là que naissent les éruptions solaires, phénomènes violents pouvant se répandre en quelques minutes à des centaines de milliers de kilomètres.

Zone de transition

Entre la chromosphère et la couronne, une zone de transition fait apparaître une montée brutale de température jusqu’à un million de degrés vers l’extérieur. Cette montée de température est liée à des effets du champ magnétique. Ces mécanismes complexes sont aujourd’hui étudiés grâce à de nombreux satellites, dont Soho.

La couronne

La couronne est la couche la plus externe de l’atmosphère du Soleil. Sa température est de l’ordre du million de degrés et sa densité est 100 millions de fois plus faible que celle de la Terre. Elle s’étend jusqu’à des distances égales à plusieurs rayons solaires et se fond dans le milieu interplanétaire. La photosphère est tellement brillante qu’elle empêche d’observer la couronne, sauf lors des éclipses totales du Soleil. En dehors de ces périodes, on utilise des coronographes, dispositifs occultant la lumière du disque de la photosphère.

La photosphère

Elle contribue pour 99 % au rayonnement solaire. Cette surface de quelques centaines de kilomètres est une frontière virtuelle entre l’intérieur du Soleil (zone radiative avec son cœur et zone convective) et son atmosphère (chromosphère et couronne). Sa température est d’environ 6 000 °C.

Les granules

L’observation de la photosphère montre des granules dont le centre est plus brillant que le pourtour. Ces zones, d’un diamètre de 1 000 km environ, ont une surface individuelle comparable à celle de la France. Leur durée de vie est de quelques minutes. Cette structure granulaire reflète les mouvements de la matière chaude qui bouillonne dans la zone convective ; la périphérie des granules, plus sombre, correspond à de la matière refroidie. Ce sont des flots descendants qui produisent les ondes acoustiques qui pénètrent jusqu’au cœur du Soleil.

Les taches solaires

Des régions sombres étendues, les taches solaires, peuvent atteindre plusieurs centaines de milliers de kilomètres de diamètre. Elles apparaissent ou disparaissent en groupe et reviennent régulièrement selon un rythme d’environ onze ans. Leur observation permet de mesurer la rotation superficielle du Soleil ; c’est ainsi que Galilée avait découvert, dès 1613, que le Soleil tourne sur lui-même. On sait aujourd’hui que les taches solaires correspondent à des zones traversées par des champs magnétiques de plusieurs milliers de fois le champ magnétique terrestre. Ces champs magnétiques freinent les particules chargées, la température diminue (4 000 °C) et la zone devient plus sombre. La déviation des particules dans ces champs, associée à la création de champs magnétiques locaux, entraîne des mouvements très violents de la matière solaire.