Couronne solaire

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Couronne solaire visible en France lors de l'éclipse totale de 1999

La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère et qui s'étend sur plusieurs millions de kilomètres en se diluant dans l'espace.

Propriétés physiques[modifier | modifier le code]

La température de la couronne est extrêmement élevée : en contraste avec les 5770 K de la surface solaire et les 7000 K de la chromosphère (une fine couche qui sépare la photosphère de la couronne), elle atteint de un à trois millions de degrés.

Les mécanismes nécessaires pour chauffer la couronne solaire ont été longtemps attribués à la présence de boucles de champ magnétique, appelées « boucles coronales », ressemblant à de gigantesques anneaux posés à la surface du soleil. Ces anneaux aux deux extrémités fixes s'étirent au travers de la couronne solaire et ont la capacité de libérer de grandes quantités d’énergie. Le rôle de ces boucles coronales dans le chauffage de la couronne solaire n'est probablement pas nul, mais des travaux plus récents effectués sur la base d'observations obtenues par le satellite japonais Hinode démontrent qu'il n'est pas déterminant. En effet, deux astrophysiciens de l'Université de Colombia (New York, États-Unis) ont récemment pu mettre en évidence que le chauffage de la couronne solaire était provoqué par des ondes magnétiques, appelées ondes d’Alfvén : ces ondes, émanant du soleil lui-même, se propagent à travers la couronne solaire et lui transmettent d'énormes quantités d'énergie. Ce qui expliquerait les très hautes températures qui y prévalent. Il est à noter que le rôle des ondes d’Alfvén dans les températures exceptionnellement élevées qui prévalent dans la couronne solaire avait déjà été pointé du doigt par de précédents travaux. Ainsi, en juin 2008, neuf articles conjointement publiés dans la revue Science avaient déjà montré que les ondes d’Alfvén transportaient suffisamment d'énergie pour chauffer la couronne solaire à de très hautes températures[1].

D'autre part, la couronne solaire est constituée de gaz fortement ionisé, ou plasma, d'une densité extrêmement faible (environ 1012 fois moins dense que la photosphère). Du fait de sa température élevée, ce plasma émet notamment du rayonnement dans l'extrême-ultraviolet.

Cette couronne est divisée en deux couches : la couronne K et la couronne F[2]. La couronne K pour kontinuierliche Korona (couronne continue) tient sa luminosité de la diffusion Thomson. La couronne F pour couronne Fraunhofer est principalement éclairée selon le spectre des raies de Fraunhofer. Comme la luminosité de la couronne K diminue avec l'élongation, la luminosité de la couronne F devient dominante à partir d'une élongation d'environ quatre rayons solaires[3]. La lumière zodiacale est une manifestation aisément observable de la couronne F.

Méthodes d'observation[modifier | modifier le code]

Dans la partie visible du spectre électromagnétique, la couronne ne peut être observée que lors d'éclipses totales de Soleil ou en utilisant un coronographe, car son rayonnement atteint à peine un millionième de celui de la photosphère dans ce domaine de longueur d'onde. Du fait de son émission dans l'extrême-ultraviolet (EUV) ; il est possible de l'observer en permanence avec des instruments embarqués sur satellites.

La radioastronomie permet aussi l'étude de la couronne en mesurant les ondes radio qu'elle émet. Même si la relation Fréquence radio/altitude dans la couronne solaire n'est pas simple (dépendance à la densité électronique) : en première approximation, plus la fréquence d'observation est élevée, plus on est proche de la surface du Soleil. Des observations à quelques dizaines de MHz (domaine décamétrique) permettent d'observer la haute couronne, au-delà de 1/2 rayon solaire d'altitude (> 350 000 km). Dans la gamme de la centaine de MHz (domaine métrique), on observe des régions entre 0,1 et 0,4 rayons solaires d'altitude (de 70 000 à 280 000 km). En centimétrique, on est proche de la surface.
Le radio-héliographe de Nançay permet, depuis sa dernière cure de jouvence en 1996, de faire directement (par simple transformée de Fourier 2D) des coefficients de Fourier (Visibilités) mesurés par les paires d'antennes intercorrélés, puis anamorphose, des cartes 2D de la couronne jusqu'à 10 bandes de fréquence dans la gamme 150 – 450 MHz à une fréquence temporelle rapide : jusqu'à 1/10e de seconde par carte et par fréquence.

Autres étoiles[modifier | modifier le code]

Les étoiles autres que le Soleil peuvent aussi développer une couronne. Souvent détectées grâce à des observations par satellite dans le domaine X, elles sont associées à la présence de champs magnétiques. Pour certaines classes d'étoiles, en particulier les étoiles jeunes pour lesquelles la production d'un champ magnétique est particulièrement efficace (du fait de leur rotation rapide), l'émission coronale peut être beaucoup plus intense que sur le Soleil.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Vaïl, M. (2013, Octobre). Soleil: le mystère du chauffage coronal en passe d'être résolu. Journal de la science, Espace, Article 3280. Repéré à http://www.journaldelascience.fr/espace/articles/soleil-mystere-chauffage-coronal-passe-detre-resolu-3280
  2. Sous une bonne étoile ou une étoile nommée Soleil : III − Atmosphère sur le site Astrosurf.com
  3. Hiroshi Kimura et Ingrid Mann, « Brightness of the solar F-corona », Earth Planets Space, no 50,‎ 1998, p. 493–499 (lire en ligne)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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