1.2.2 Spectre électromagnétique

  
Figure 1: Spectre de l'irradiance solaire.
On distingue les parties ultraviolette, visible et infrarouge du spectre ainsi que la raie en émission de l'hydrogène et celles en absorption de l'hélium, celles du magnésium et du calcium ionisés. Les variations temporelles de ces raies ont été mesurées avec précision durant le cycle solaire de 11 ans et sont utilisées pour estimer la variabilité dans la partie ultraviolette du spectre. Les raies du calcium et du magnésium ionisés apparaissent comme des déficits en irradiance.
Source : Lean et al 1995.

Considérons à présent le spectre électromagnétique du Soleil, c'est-à-dire l'émission solaire absolue en fonction de la longueur d'onde. Il faut tout d'abord distinguer deux quantités. La première est le flux d'énergie à la surface solaire, c'est-à-dire, l'énergie émise par unité d'aire, de temps et de longueur d'onde. Le flux d'énergie est relié à l'irradiance spectrale par la relation : . La seconde quantité est l'intensité , correspondant à l'énergie émise par unité d'aire, de temps, de longueur d'onde et d'angle solide. L'intensité dépend de la distance angulaire mesurée à partir de la normale à la surface solaire. L'intégrale de sur toutes les directions donne le flux d'énergie . Par conséquent, afin d'obtenir , aussi égal à , on peut soit mesurer directement , soit utiliser un système d'imagerie pour mesurer l'intensité centrale et la fonction d'assombrissement centre-bord, (avec ), sachant que pour cette dernière une mesure relative est suffisante. On a en effet :

Le spectre solaire incluant l'ultraviolet, le visible et l'infrarouge est représenté sur la première figure.

Le Soleil rayonne de manière comparable dans le domaine visible (46 % entre 0,39 et 0,77 ) et dans le domaine infrarouge (46 % au-delà de 0,77 ). Pour ces deux régions spectrales, les mesures se font soit à partir d'instruments embarqués sur des avions, soit d'un observatoire situé sur de hautes montagnes. La correction de l'extinction atmosphérique se fait par des mesures à diverses distances zénithales (c'est-à-dire à différentes élévations du Soleil sur l'horizon) et par une extrapolation à une masse d'air nulle.

La partie rouge du spectre visible suit approximativement le spectre d'un corps noir d'une température effective d'environ 5780 K. Cependant des raies en absorption apparaissent, telles la raie H à =656,3 nm. Sur le côté bleu du spectre visible, ce sont les raies en absorption qui dominent. En 1961, D. Labs et H. Neckel ont mesuré le spectre solaire au moyen de la fonction d'assombrissement centre-bord et de l'intensité absolue au centre du disque. Cette dernière permet aussi de calibrer un spectre solaire de meilleure résolution. La dispersion de leurs mesures est de l'ordre de 0,2 % et les erreurs systématiques sont estimées inférieures à 0,5 %.

La partie infrarouge du spectre est relativement ``plate'', même si à haute résolution, elle révèlerait un grand nombre de raies. La principale difficulté pour les mesures dans l'infrarouge est l'absorption par la vapeur d'eau (voir la deuxième figure). Les spectres sont cependant déterminés avec une résolution voisine de 1 %.

Le spectre du Soleil calme passe de l'infrarouge au domaine radio sans heurt avec une pente de -2 dans une représentation logarithmique (voir la troisième figure). Cette pente n'est cependant pas constante partout, puisque entre les longueurs d'onde voisines de 1 cm à celles voisines de 1 m, il y a une rupture dans la température de brillance qui passe de K à environ K. Au contraire du spectre du Soleil calme, il existe des périodes de forte activité sur le Soleil qui peuvent faire dévier le spectre thermique de plusieurs ordres de grandeur. L'émission dans le domaine radio fut détectée pour la première fois par G.C. Southworth et par J.S. Hey dans les années 40. Le flux absolu est mesuré avec une précision d'environ 10 %. Puisque pour ce domaine de fréquence, de larges fenêtres d'observation sont disponibles (voir la deuxième figure), des antennes basées au sol peuvent être utilisées.

  
Figure 2: Emission dans le domaine radio.
Les points de la ligne en trait continu représentent l'émission pour le Soleil calme ; les tirêts représentent les composantes solaires à variations lentes ; les pointillés sont relatifs aux évênements rapides.
Source : Stix 1991.

Dans le spectre ultraviolet, les raies en absorption sont majoritaires jusqu'à 210 nm, bien que seules quelques raies puissent être identifiables dans un spectre de basse résolution. La décroissance rapide de l'énergie dans le spectre pour des longueurs d'onde inférieures à 210 nm est due à l'ionisation de l'atome d'aluminium neutre. Au-dessous de 150 nm, ce sont les raies en émission qui dominent le spectre. La plus proéminente est la raie Lyman de l'hydrogène, d'une largeur d'environ 0,1 nm centrée sur 121,57 nm. Son irradiance moyenne est d'environ 6 mW/m ce qui est à peu près autant que toute la partie du spectre en-dessous de 150 nm. L'irradiance dans l'ultraviolet est hautement variable : par exemple, des variations de 25 % due à la période de rotation sont observées à 120 nm. Ces variations sont partiellement de réelles variations temporelles et partiellement une manifestation de la non-uniformité de la distribution des sources dans l'atmosphère solaire, ces dernières se trouvant sur la partie visible du disque lorsque le Soleil tourne. L'absorption de l'atmosphère (voir la deuxième figure), en grande partie due au dioxygène (O), rend nécessaire les mesures par satellites ou par lancement de fusées. Cependant, des erreurs de 10 % peuvent encore être présentes dans les mesures. Ces erreurs sont peu importantes pour la luminosité totale car l'ultraviolet a une faible contribution dans le spectre total : 1,5 % pour les longueurs d'onde comprises entre 300 nm et 330 nm ; 1 % pour celles comprises entre 210 et 300 nm ; 0,01 % pour celles de la bande 150-210 nm.

  
Figure 3: Transparence de l'atmosphère terrestre.
Les lignes continues représentent l'altitude à laquelle l'intensité des radiations aux différentes longueurs d'onde est diminuée de moitié. Seules les ondes radio et celles du domaine du visible arrivent à la surface terrestre. Les radiations infrarouges sont absorbées par les molécules atmosphériques telles que le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau. Les radiations électromagnétiques dans le domaine des rayons X et celui-ci des ultraviolets sont totalement absorbées par l'atmosphère terrestre. Les observations dans ces domaines de longueur d'onde ne sont possibles qu'à partir de ballons, de fusées ou encore de satellites.
Source : Lang 1995.

En-dessous de 120 nm, se situe l' extrême ultraviolet. L'irradiance dans ces longueurs d'onde est extrêmement variable et le spectre est caractérisé par un grand nombre de raies en émission en provenance d'atomes et d'ions à différents taux d'ionisation, jusqu'à par exemple le Fe XVI. Une large gamme de températures peut alors être étudiée, de 8000 K à 4. K. Les raies de l'extrême ultraviolet sont très importantes pour l'étude de la zone de transition entre la chromosphère et la couronne. Cette dernière est aussi une source de rayon X mous (de 0,1 nm à 10 nm). Les plus larges variations, de l'ordre de plusieurs ordre de grandeur, dans l'émission de ces raies surviennent lors d'éruptions. Durant ces dernières, des rayons X durs (en-dessous de 1 Å) et des rayonnements sont observés.