1.3.3 Atmosphère solaire

Au-delà de la chromosphère, commence une zone qui est le siège de phénomènes très particuliers. La température, de 10 000 K à la limite supérieure de la chromosphère, augmente brusquement à 100 000 K en quelques dizaines de kilomètres, ainsi que l'indiquent quelques modèles de cette zone de transition entre chromosphère et couronne. Simultanément la densité électronique décroît, de telle sorte que la pression gazeuse, proportionnelle au produit de la densité électronique et de la température, reste sensiblement constante. Au-delà, la montée en température se fait de façon moins abrupte et la température coronale de l'ordre du million de degrés est atteinte à une altitude de 10 000 à 20 000 km. La montée rapide de la température implique l'existence d'un mécanisme de chauffage de l'atmosphère solaire qui demeure encore un problème non résolu. Entre les années 40 et 70, le chauffage de l'atmosphère était attribué à la dissipation dans la couronne d'ondes acoustiques venues des régions convectives. En effet la turbulence dans la zone convective générerait un bruit acoustique, qui se propagerait vers l'atmosphère en transportant de l'énergie. Ces ondes n'ayant pas été détectées dans la région de transition, cette hypothèse a été abandonnée. Aujourd'hui, plusieurs phénomènes sont envisagés : mécanisme de chauffage lié aux champs magnétiques forts des régions actives, en particulier par dissipation d'ondes appelées ``ondes d'Alfvèn'' ; mode de chauffages transitoires par l'intermédiaire des éruptions dans les régions actives ; chauffage par reconnection magnétique ; etc.

La couronne se situe après la zone de transition et s'étend jusqu'à une région mal définie. La température s'élève jusqu'à K. Sa faible brillance la rend inobservable en dehors des éclipses totales de Soleil : seule la basse couronne peut s'observer au coronographe. La couronne émet un rayonnement radio, dû aux transitions libre-libre des électrons (c'est-à-dire à l'émission de rayonnement par les électrons libres qui perdent de l'énergie cinétique). On l'observe aussi en ultraviolet et en rayons X : à ces longueurs d'onde, la faible intensité du rayonnement photoélectrique continu ne perturbe plus l'observation de la couronne.

La couronne se prolonge dans le milieu interplanétaire par le vent solaire. La matière est accélérée et atteint des vitesses supersoniques dans un plasma dont la température est d'environ 1 million de degrés kelvin. La perte de masse de l'étoile dans le vent solaire est faible : elle ne représente que le septième de ce que perd le Soleil par réactions thermonucléaires dans le noyau. La matière quittant radialement le Soleil entraîne avec elle le champ magnétique, ``gelé'' dans le plasma. Les lignes de champ magnétique relient d'une part la région de la surface solaire où elles restent ancrées et d'autre part le plasma du vent solaire. La vitesse de ce dernier mesuré au niveau de l'orbite terrestre met en évidence deux régimes extrêmes. L'un correspond à des vents solaires rapides (de l'ordre de 700 km par seconde) en provenance des trous coronaux. L'origine des vents solaires lents (350 km par seconde) est en revanche mal connue faute d'une observation suffisamment fine de la structure du champ magnétique coronal. Le vent solaire balaye tout le milieu interplanétaire, se prolongeant jusqu'aux confins du système solaire.