Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme.
C'est le cas pour le Soleil, cette puissante machine thermonucléaire. Saviez-vous que chaque seconde, environ 620 millions de tonnes d'hydrogène sont consommées ? Une grande majorité est transformée en hélium (environs 614 millions de tonnes) tandis que le restant est reconverti en énergie, à savoir des photons et des calories. A ce rythme, le Soleil peut encore tenir 5 milliards d'années sur les 10 milliards qui lui sont dévolus sous cette forme. Toute cette puissance nucléaire, c'est au coeur du Soleil qu'il faut aller la chercher.
Le diamètre du coeur est d'environ 200 000 km, mais il représente à lui seul 60 % de la masse totale de notre étoile. La température (15 millions de degrés) et la pression (250 000 bars) qui y règnent sont sans aucune mesure avec ce que nous connaissons.
Entourant le noyau, la zone radiative est composée de plasma ionisé très dense. Tellement dense que les photons produits au coeur mettent quelques 200 000 ans pour la traverser en direction des couches supérieures par radiation thermique. Il y règne une température avoisinant les 2 millions de degrés. La zone s'étend depuis la limite supérieure du coeur jusqu'à 700 000 km environ.
Surplombant la zone radiative, on retrouve la zone convective qui s'étend jusqu'à la surface. Elle est animée d'un bouillonnement qui ressemble à celui de l'eau dans une casserole et est à l'origine du champ magnétique du Soleil. Moins dense que la zone radiative, les photons ne mettent que 2 mois pour remonter jusqu'à la surface.
Entre ces deux zones, il existe une zone de friction appelée tachocline. Elle résulte d'une vitesse de rotation différente d'une zone à l'autre jouant un rôle important dans la génération du champ magnétique solaire et dans la dynamo solaire.
D'une épaisseur de 400 km environ la photosphère est la surface visible du Soleil. Sa température moyenne passe de 8 000° Celsius pour les couches les plus profondes à 5 500° en surface. La photosphère est une fenêtre ouverte sur la zone convective en laissant voir les cellules convectives dont la taille peut varier entre 100 et 2 000 km. Ces granulations ont une durée de vie allant de quelques minutes à plusieurs heures.
La chromosphère constitue la couche basse de l'atmosphère solaire. Elle s'étend depuis la limite supérieure de la photosphère jusqu'à plusieurs milliers de kilomètres. Observable sous certaines conditions, notamment lors d'éclipse solaire, la chromosphère se teinte d'une couleur rose vif induite par l'émission de l'hydrogène ionisé à la longueur d'onde H?. Contrairement à ce que voudrait la logique, sa température augmente graduellement pour atteindre 10 000° Celsius à son sommet. Elle est le siège de l'activité solaire visible.
La couronne solaire constitue la partie haute de l'atmosphère. Elle s'étend depuis la partie supérieure de la chromosphère pour se diluer dans l'espace plusieurs millions de kilomètres plus loin. Elle est constituée de gaz fortement ionisé d'une densité extrêmement faible. Malgré ces deux aspects, la température de la couronne solaire atteint plusieurs millions de degrés.
C'est dans la chromosphère que l'on peut observer toute l'activité du Soleil. Elle se présente sous des formes aussi riches que variées qui augmente suivant un cycle de 11 ans.
Les protubérances sont des arcs de plasma qui suivent les lignes du champ magnétique en reliant une tache solaire de polarité positive à une autre de polarité négative non loin de là. Les arcs sont constitués d'un nombre important de lignes magnétiques entrelacées. Elles sont généralement associées à des régions actives et peuvent prendre des formes variées (arcs, boucles, ...) et être quiescentes ou éruptives. Elles peuvent s'étendre jusqu'à 500 000 km. Lorsque la stabilité est rompue, elles se transforment alors en éruption solaire. A noter que les protubérances ne sont rien d'autres que des filaments solaires mais vus « en projection sur le fond de ciel ».
Les éruptions solaires se manifestent par un brusque accroissement de la luminosité au pied des protubérances et une éjection de matière provenant de la chromosphère à la vitesse vertigineuse de 200 000 km/s. On parle également de CME. Les Ejections de Masse Coronale, plus connues sous l'abréviation anglophone CME, sont des éruptions solaires dont les lignes du champ magnétique se sont cassées avant de se reconnecter, libérant au passage jusqu'à 10 000 millions de tonnes de particules à plusieurs centaines de kilomètres à la seconde.
Les taches solaires sont les régions les plus froides de la photosphère. Leur température varie entre 3 000 et 4 000° Celsius contre 5 500 pour la photosphère, ce qui les fait apparaître noires. Elles sont le siège d'un champ magnétique intense qui freine les mouvements de convection et donc de la remontée de la chaleur. Leur taille peut varier entre 1 000 et 50 000 km. Elles ont pour particularité d'aller par paire, l'une jouant le rôle de pôle positif tandis que l'autre étant le pôle négatif.
A la surface de la photosphère, on retrouve également les facules solaires. Il s'agit de zones très lumineuses en comparaison aux taches solaires ou même à la photosphère elle-même. En général, elles sont présentes dans les régions où sont localisées les taches mais peuvent également être observées à des latitudes solaires élevées.
Découvertes en 1877 depuis l'observatoire du Vatican par le prêtre et astronome jésuite Angelo Secchi, les spicules font partie intégrante de la chromosphère solaire. Il s'agit de jets fins de gaz extrêmement chaud se déplaçant à la vitesse de 50 000 km/h formant des tubes magnétiques pouvant atteindre jusqu'à 10 000 km de haut. Elles s'alignent aux lignes du champ magnétique à l'instar de la limaille de fer. On les retrouve principalement dans les zones actives du Soleil.
La photosphère est une zone très active du Soleil et convective divisée en cellules convectives individuelles appelées granules. Chacune d'elle mesure 1 000 km de côté et disparait après 8 minutes environ, remplacée par une nouvelle granule.
Sources
