ATMOSPHÈRE SOLAIRE

Le profil de température de l’atmosphère solaire a longtemps défié l’entendement ; des travaux théoriques récents donnent pour la première fois une explication plausible de son étrange comportement.

Le Soleil, étoile banale du type naine jaune, est constitué de trois couches internes entourées d’une atmosphère. Le cœur, où ont lieu les réactions de fusion nucléaire, s’étend jusqu’à un rayon de 140 000 kilomètres, soit un quart du rayon solaire, et sa température approche 15 millions de kelvins (K). La zone radiative s’étend jusqu’à 70 p. cent du rayon solaire et sa température décroît jusqu’à 2 millions de kelvins en s’éloignant du centre. La zone convective moins dense qui la recouvre voit la température descendre jusqu’à 6 000 K environ. L’atmosphère du Soleil a été étudiée en détail depuis plusieurs siècles et on a pris l’habitude de la diviser en trois régions : la photosphère, la chromosphère et la couronne ; les frontières de ces trois régions ne sont cependant pas précises. La photosphère, dont l’épaisseur n’est que de quelques centaines de kilomètres, a une température qui baisse de 6 000 K à 4 000 K environ lorsque croît l’altitude. La chromosphère s’étend jusqu’à une distance de 2 100 kilomètres de la surface et sa température s’élève avec l’altitude de 4 000 K à 8 000 K. Enfin, la température de la couronne solaire est supérieure à 500 000 K et dépasse parfois le million de kelvins. Même si on ne dispose pas de données fiables, on pense que ce chauffage de l’atmosphère concerne de nombreuses autres étoiles. Comprendre ce profil des températures est un défi posé aux astrophysiciens.

Expliquer comment la température de l’atmosphère du Soleil peut atteindre jusqu’à un million de degrés, alors que celle de la surface de l’étoile est d’environ 6 000 K, nécessite une analyse approfondie des mécanismes de transferts d’énergie dans ce système. On avait d’abord envisagé que des ondes de choc acoustiques, nées dans la basse atmosphère à la suite des turbulences de la zone convective, pouvaient, en se dissipant, chauffer la couronne solaire. Des calculs théoriques corroborés par des observations ont cependant montré que la portée de ces ondes de choc n’est pas suffisante pour qu’elles affectent la couronne. Il faut se souvenir que, contrairement au cas des planètes, l’atmosphère d’une étoile telle que le Soleil n’est pas un gaz formé d’atomes ou de molécules, mais un plasma. En effet, les hautes températures qui y règnent empêchent les électrons d’y être liés aux noyaux atomiques et le fluide atmosphérique est donc essentiellement composé de protons et d’électrons. Une conséquence essentielle de cet état de plasma est la grande influence des champs magnétiques sur la dynamique des particules et particulièrement des électrons. D’ailleurs, la découverte des arches coronales et de leurs liens avec l’activité magnétique du Soleil a démontré l’importance des effets magnétohydrodynamiques. L’énigme du profil des températures de l’atmosphère solaire est donc un problème de physique des plasmas magnétisés.

Un modèle plausible a été développé en 2015 par des physiciens théoriciens français du C.N.R.S. et du C.E.A. Ils sont en effet parvenus à réaliser une modélisation décrivant les différents processus physiques présents dans les couches successives de l’atmosphère. Dans la couche turbulente située sous la surface du Soleil, des champs magnétiques de dimensions réduites sont d’abord créés par effet dynamo. Ces cellules turbulentes qui ont une durée de vie de quelques minutes parviennent après de nombreux cycles à engendrer des champs d’intensité moyenne (une centaine de gauss environ), mais d’extension spatiale considérable. En suivant la propagation et le développement de ces champs magnétiques à travers les couches[...]