On sait enfin pourquoi l'atmosphère du Soleil est beaucoup plus chaude que sa surface 1


Comment est il possible que l'atmosphère du Soleil soit plus chaude que sa surface alors que la source d'énergie est située en son cœur ? Effectivement, les observations faites il y a plusieurs années montrent que la surface du Soleil est à une température d'environ 6 000 K tandis que la couronne solaire est à une température avoisinant le million de Kelvin !

Cette courbe de l'évolution de la température à la surface du Soleil montre bien augmentation subite de la température entre la chromosphère et la couronne solaire.

Cette courbe de l'évolution de la température à la surface du Soleil montre bien augmentation subite de la température entre la chromosphère et la couronne solaire.

Tout d'abord, faisons un petit rappel/découverte des différentes couches solaires. Nous avons dans un premier temps les couches internes du soleil.

Le noyau solaire qui possède un rayon d'environ 210 000 km, sa température y est de 15 000 000 K et la pression y est extrêmement élevée ce qui permet les différentes réactions nucléaires qui donnent vie au soleil.

La zone radiative est une "coque" qui enveloppe le noyau et dont l'épaisseur est d'environ 280 000 km, elle absorbe l'ensemble du rayonnement du noyau, les photons mettent en moyenne 1 million d'années pour traverser cette zone !

La zone convective suit la zone radiative, son épaisseur est d'environ 200 000 km et sa température est beaucoup plus faible que celle du noyau ou de la zone radiative. L'énergie issue de la zone radiative crée des mouvements convectifs très importants.

On trouve ensuite les couches solaires externes en commençant par la photosphère; c'est la surface du Soleil, et la couche la plus froide puisque sa température passe par un minimum de 4000 K. Elle est très peu épaisse, 300 km environ et se caractérise par des cellules granulées de 1000 à 2000 km de diamètre environ.

Cette image représente les fameux granules de la photosphère. Les couleurs foncées sont représentatives des températures faibles tandis que les couleurs claires représentent les températures élevées. Ces granules sont directement la conséquence des mouvements de convection de la zone convective. On observe également quelques aberrations froides qui sont en fait les taches solaires (ici en haut à gauche).  Ces taches solaires sont en grande partie dues aux champs magnétiques issus des mouvements rotatifs du plasma solaire.

Cette image représente les fameux granules de la photosphère. Les couleurs foncées sont représentatives des températures faibles tandis que les couleurs claires représentent les températures élevées. Ces granules sont directement la conséquence des mouvements de convection de la zone convective. On observe également quelques aberrations froides qui sont en fait les taches solaires (ici en haut à gauche). Ces taches solaires sont en grande partie dues aux champs magnétiques issus des mouvements rotatifs du plasma solaire.

Suit la Chromosphère qui est une couche de 1 500 à 8 000 km d'épaisseur et dont la température augmente doucement jusqu'à 15 000 K. Le plasma y est très peu dense, c'est à peu près ici que se forment les lignes de champ magnétique à l'origine des éruptions solaires.

« Film eclipse 5 » par Original téléversé par Lviatour sur Wikipedia français — Transféré de fr.wikipedia à Commons par Bloody-libu utilisant CommonsHelper.. Sous licence CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons - https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Film_eclipse_5.jpg#/media/File:Film_eclipse_5.jpg

« Film eclipse 5 » par Original téléversé par Lviatour sur Wikipedia français — Transféré de fr.wikipedia à Commons par Bloody-libu utilisant CommonsHelper.. Sous licence CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons - https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Film_eclipse_5.jpg#/media/File:Film_eclipse_5.jpg

La dernière couche est la couronne solaire dont la température monte très rapidement jusqu'à un million de degrés. La densité de matière y est faible, c'est le lieu des éruptions solaires et c'est de là que partent les vents solaires qui viennent ensuite violemment frapper le bouclier magnétique terrestre. C'est vents solaires sont simplement des jets de particules à haute énergie dans l'espace.

« Solar eclipse 1999 4 » par Luc Viatour. Sous licence CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons - https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_eclipse_1999_4.jpg#/media/File:Solar_eclipse_1999_4.jpg

« Solar eclipse 1999 4 » par Luc Viatour. Sous licence CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons - https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_eclipse_1999_4.jpg#/media/File:Solar_eclipse_1999_4.jpg

Les scientifiques ont cherché à comprendre d'ou venait ce gradient de température si important. Se sont des simulations de l'évolution de certaines parties de l'intérieur et de l'extérieur du Soleil qui ont permis d'apporter un début de réponse à la question.

La réponse se trouve dans la chromosphère et plus particulièrement dans les lignes de champ magnétique.

Les calculs ont montré que le chauffage de l'atmosphère solaire est assuré par des micro-éruption issues du plasma bouillonnant de la photosphère. A ce niveau se forment des sortes de "bulles" de matière qui en écalant donnent naissance aux éruptions solaires qui sont dirigées par les lignes de champ magnétique. La matière éjectée suit cette ligne de champ jusqu'à l'intérieur de la couronne solaire ou elle se dissipe ensuite car la densité du champ magnétique ne suffit plus à l'emprisonner dans un filet mince. Elle s'évapore alors dans l'atmosphère solaire avec l'énergie qu'elle avait dans la photosphère. La différence de pression entre les couches joue un rôle important dans le gradient de température puisque étant faible dans la couronne solaire, l'énergie cinétique des particule se dissipe moins rapidement. Or, cette énergie cinétique est une définition de la température à l'échelle microscopique. D'où les températures très élevées de la couronne solaire.

Les vents solaires qui frappent la Terre possèdent également une température très élevée de plusieurs centaines de milliers de Kelvins puisqu'ils ne subissent pas ou peu de frottement au cour de leur voyage. La seule perte conséquence d'énergie étant leur rayonnement.

Les éruptions solaire, les formes granulées sur la photosphère et les mouvements convectifs dans la zone de convection sont des phénomènes connus depuis plus d'un siècle. Le gradient de température entre la surface solaire et l'atmosphère solaire est aussi connu depuis un siècle mais jamais aucun lien entre ces différents phénomènes n'avait été mis en évidence. Ce sont les simulations par ordinateur qui ont pu expliquer le rapport entre les éruptions solaires et les températures élevées dans l'atmosphère solaire.

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A propos Loann Brahimi

Je suis étudiant en Master Cosmos, Champs et Particules à l'université de Montpellier. Ce blog est une manière de transmettre ma passion, une façon d'aider ceux qui voudraient faire de la physique leur gagne pain et de créer un engouement autour de cette science mal comprise.


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