La photosphère est la première couche de l'atmosphère solaire. C'est partie "visible à l'œil nu" du Soleil (attention : ne regardez jamais le Soleil sans des moyens de protection adéquats pour les yeux). C'est une zone d'environ 500 km d'épaisseur où la température décroît avec l'altitude de 5800 K à 4200 K. 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère.

Les structures les plus typiques de la photosphère sont les granules. Il s'agit du sommet des cellules convectives engendrées dans la zone de convection. C'est aussi ici que le champ magnétique généré au niveau de la zone de convection émerge. Bien que ce champ ne soit pas visible, un certain nombre de signatures le caractérisant émaillent la photosphère :

• Les tubes de flux magnétiques : leur taille est d'une centaine de kilomètres et leur durée de vie de quelques minutes. Ils apparaissent isolés entre les granules ou regroupés pour former de très grandes zones (brillantes dans certaines longueurs d'onde) appelées facules
• Les taches solaires : elles peuvent atteindre des dimensions de plusieurs centaines de milliers de kilomètres et ont une durée de vie de quelques heures à plusieurs semaines. Elles apparaissent sombres sur le disque solaire. Elles peuvent être isolées ou en groupe.

Observation d'une tache solaire (en sombre) entourée de la granulation photosphérique. Les points brillants entre les granules sont des tubes de flux magnétiques. Un zoom sur une de ces régions de tube de flux est présenté en bas à droite. La flèche indique la direction du Nord solaire. Les distances sont indiquées en secondes d'arc. Observée depuis la Terre, une seconde d'arc sur le Soleil équivaut à environ 700 km. D'autres images sont disponibles sur le site : http://www.staff.science.uu.nl/~rutte101/dot/albums/images/album.html

Crédit : R. Rutten , P. Sütterlin, Dutch Open Telescope

La chromosphère s'étend de 500 à 2000 km d'altitude. Visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales de Soleil, la chromosphère peut être observée au-dessus du disque solaire grâce à des filtres spéciaux qui coupent l'intense lumière de la photosphère. Le filtre typique est centré sur la raie dite « Hα » de l'hydrogène (à 636,5 nm), mais on peut aussi choisir des filtres centrés autour des longueurs d'onde des raies du calcium.

La particularité essentielle de cette couche de l'atmosphère du Soleil est que la température croît avec l'altitude, passant de 4200 K à près de 10 000 K. Cette croissance de la température avec la distance au Soleil reste l'un des grands mystères de la physique solaire actuelle.

Tout comme dans la photosphère, le champ magnétique joue un rôle particulièrement important pour structurer et conditionner l'évolution à court terme de la chromosphère. Les structures caractéristiques sont :

• Les plages : grandes régions brillantes de la chromosphère, contreparties des facules photosphériques. Le champ magnétique local y est assez important.
• Les fibrilles : structures horizontales qui semblent délimiter les structures magnétiques de la chromosphère.
• Les filaments / les protubérances : ces deux noms recouvrent en fait la même structure. Les deux noms viennent de raisons historiques : nommées protubérances quand elles sont visibles au limbe (brillantes sur fond sombre), elles sont appelées filaments lorsqu'elles sont visibles sur le disque solaire (elles apparaissent alors sombres traduisant leur faible température par rapport au milieu environnant). Il s'agit de régions de champ magnétique où la matière est piégée.

La chromosphère solaire

Image du Soleil en Hα. Les filaments apparaissent comme des régions sombres étirées sur la surface solaire. Les régions brillantes sont appelées "facules" et correspondent à des régions magnétiques plus chaudes. Cette photo a été obtenue à l'Observatoire de Meudon

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Protubérances solaires

Ce cliché surexposé dans la raie K du calcium ionisé fait apparaître sur le pourtour du Soleil des protubérances, qui ne sont que des filaments vus de profil.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

La couronne est le nom que l'on donne à l'ensemble de l'atmosphère extérieure du Soleil... qui s'étend jusque dans le milieu interplanétaire. C'est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de Kelvin (on le sait grâce à l'observation de certains ions qui ne peuvent exister qu'à des températures très élevées).

Il s'agit de régions où les lignes de champ magnétique, au lieu de se refermer sur le Soleil, s'ouvrent vers l'espace (voir section suivante), favorisant ainsi l'émission rapide de particules dans le milieu interplanétaire. Les trous coronaux se situent principalement autour des pôles solaires et s'étendent vers les régions de plus basses latitudes. Ils sont parfois de très grande taille pouvant atteindre 50% de la surface solaire pour les plus grands. La densité et la température y étant plus faibles, ces régions paraissent sombres.

Couronne et trous coronaux

Image de la couronne solaire (en ultraviolet) avec un large trou coronal (zone sombre) s'ouvrant depuis l'un des pôles du Soleil

Crédit : EIT/SOHO - ESA - NASA

La couronne est souvent le siège de phénomènes violents comme les éruptions, qui se caractérisent par une brusque libération d'une quantité importante d'énergie, ou comme les éjections de masse coronale (en anglais Coronal Mass Ejection, CME), "bulles" de matière coronale qui s'envolent dans le milieu interplanétaire. L'étude de ces phénomènes revêt une importance particulière car ce sont des sources importantes d'émission et d'accélération de particules dans l'espace qui peuvent affecter de façon significative l'environnement des planètes (Terre incluse).

Du fait de sa très faible densité, la couronne solaire n'est observable en longueur d'onde visible qu'au cours d'une éclipse naturelle (le disque solaire est caché par la Lune) ou artificielle (le disque solaire est caché par un masque mis devant un télescope). La couronne solaire est visible lors d'une éclipse solaire car les photons émis par la photosphère sont diffusés par les particules de la couronne solaire.

Eclipse naturelle de Soleil

Différentes phases autour de la totalité d'une éclipse de Soleil. Première et dernière photos : la photosphère (jaune) est encore visible ; seconde, troisième, cinquième et sixième photos : le fin cercle rougeâtre de la chromosphère est visible ; photo centrale : le halo blanc est la partie la plus basse de la couronne solaire. Il faut attendre que la Lune couvre exactement tout le disque solaire pour la voir.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Eclipse artificielle de Soleil

Observation de la couronne solaire en masquant les plus basses couches de l'atmophère solaire. De telles observations depuis l'espace sont quotidiennes et permettent de suivre de façon continue l'évolution en temps quasi réel de notre étoile.

Crédit : LASCO/SOHO - ESA - NASA