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À l'enseignant
Une sorte de « passeport » de chaque étoile, y compris le Soleil, est son spectre. Plus de 30 000 raies appartenant à 72 éléments chimiques ont été enregistrées dans le spectre solaire. Bien entendu, les 20 autres éléments sont également « présents » sur le Soleil. C'est juste que leurs lignes sont très faibles et il n'est pas facile de les remarquer dans le contexte général. Le Soleil est actuellement constitué d'environ 75 % d'hydrogène et 25 % d'hélium en masse (92,1 % d'hydrogène et 7,8 % d'hélium en nombre d'atomes) ; tous les autres éléments chimiques (appelés « métaux ») ne contiennent que 0,2 % de la masse totale. Ce rapport change lentement au fil du temps, à mesure que l'hydrogène est converti en hélium dans le noyau du Soleil.
Structure interne du Soleil
Toutes les couches du Soleil évoquées ci-dessus ne sont en réalité pas observables. Au-dessus de la zone convective se trouvent les couches du Soleil directement observables, appelées son atmosphère. L'atmosphère solaire se compose également de plusieurs couches différentes. Dans la structure des couches externes du Soleil, on distingue la photosphère (« sphère de lumière », traduit du grec), la chromosphère (« sphère de lumière ») et la couronne.
Photosphère
Surface solaire visible - photosphère- Il s'agit d'une couche de gaz d'environ 700 km d'épaisseur, dans laquelle se forme le rayonnement solaire arrivant sur la Terre. C'est précisément au milieu de cette couche que est « dessinée » la surface conventionnelle de notre étoile, utilisée pour divers calculs, notamment pour mesurer les hauteurs (en haut) et les profondeurs (en bas). Dans les couches externes, plus froides et raréfiées de la photosphère, les raies d'absorption de Fraunhofer apparaissent sur le fond d'un spectre continu. En analysant le spectre solaire, qui contient plus de 300 000 raies d'absorption, ils établissent la composition chimique non pas de la photosphère, mais des couches situées au-dessus d'elle. Se propageant dans les couches supérieures de l'atmosphère solaire, les ondes qui apparaissent dans la zone convective et dans la photosphère leur transfèrent une partie de l'énergie mécanique des mouvements convectifs et produisent un échauffement des gaz des couches ultérieures de l'atmosphère - la chromosphère et la couronne. . En conséquence, les couches supérieures de la photosphère, avec une température d'environ 4 500 K, s'avèrent être les « plus froides » du Soleil. La température des gaz augmente rapidement tant en profondeur qu'en haut de ceux-ci.
Pour nous familiariser avec la structure interne du Soleil, faisons maintenant un voyage imaginaire depuis le centre de l'étoile jusqu'à sa surface. Mais comment déterminerons-nous la température et la densité du globe solaire à différentes profondeurs ? Comment pouvons-nous découvrir quels processus se déroulent à l’intérieur du Soleil ?
Il s’avère que la plupart des paramètres physiques des étoiles (notre Soleil est aussi une étoile !) ne sont pas mesurés, mais sont calculés théoriquement à l’aide d’ordinateurs. Les points de départ de tels calculs sont seulement quelques caractéristiques générales de l'étoile, par exemple sa masse, son rayon, ainsi que les conditions physiques régnant à sa surface : température, étendue et densité de l'atmosphère, etc. La composition chimique d'une étoile (en particulier le Soleil) est déterminée spectralement. Et sur la base de ces données, un astrophysicien théoricien créera un modèle mathématique du Soleil. Si un tel modèle correspond aux résultats d'observation, il peut alors être considéré comme une assez bonne approximation de la réalité. Et nous, en nous appuyant sur un tel modèle, tenterons d'imaginer toutes les profondeurs exotiques de la grande star.
La partie centrale du Soleil est appelée son noyau. La matière à l’intérieur du noyau solaire est extrêmement comprimée. Son rayon est d'environ 1/4 du rayon du Soleil et son volume est de 1/45 (un peu plus de 2 %) du volume total du Soleil. Néanmoins, près de la moitié de la masse solaire est concentrée dans le noyau de l’étoile. Cela est devenu possible grâce au très haut degré d’ionisation de la matière solaire. Les conditions y sont exactement les mêmes que celles nécessaires au fonctionnement d'un réacteur thermonucléaire. Le Core est une centrale électrique géante contrôlée où est produite l'énergie solaire.
Après nous être déplacés du centre du Soleil à environ 1/4 de son rayon, nous entrons dans la zone dite de transfert d'énergie de rayonnement. Cette région intérieure la plus étendue du Soleil peut être imaginée comme les parois d’une chaudière nucléaire, à travers lesquelles l’énergie solaire s’échappe lentement. Mais plus la surface du Soleil est proche, plus la température et la pression sont basses. En conséquence, un mélange vortex de la substance se produit et le transfert d'énergie se produit principalement par la substance elle-même. Cette méthode de transfert d’énergie est appelée convection, et la couche souterraine du Soleil où elle se produit est appelée zone convective. Les chercheurs solaires estiment que son rôle dans la physique des processus solaires est exceptionnellement important. Après tout, c’est ici que naissent divers mouvements de la matière solaire et des champs magnétiques.
Nous voici enfin à la surface visible du Soleil. Puisque notre Soleil est une étoile, une boule de plasma chaud, contrairement à la Terre, la Lune, Mars et les planètes similaires, il ne peut pas avoir de surface réelle, entendue au sens plein du terme. Et si nous parlons de la surface du Soleil, alors ce concept est conditionnel.
La surface lumineuse visible du Soleil, située directement au-dessus de la zone convective, est appelée photosphère, qui se traduit du grec par « sphère de lumière ».
La photosphère est une couche de 300 kilomètres. C'est là que le rayonnement solaire nous parvient. Et lorsque nous regardons le Soleil depuis la Terre, la photosphère est précisément la couche qui pénètre notre vision. Les radiations des couches plus profondes ne nous parviennent plus et il est impossible de les voir.
La température dans la photosphère augmente avec la profondeur et est estimée en moyenne à 5 800 K.
La majeure partie du rayonnement optique (visible) du Soleil provient de la photosphère. Ici, la densité moyenne du gaz est inférieure à 1/1000 de la densité de l’air que nous respirons, et la température diminue jusqu’à 4 800 K à mesure que l’on s’approche du bord extérieur de la photosphère. Dans de telles conditions, l’hydrogène reste presque complètement neutre.
Les astrophysiciens considèrent la base de la photosphère comme la surface de la grande étoile. Ils considèrent la photosphère elle-même comme la couche la plus basse (interne) de l’atmosphère solaire. Au-dessus se trouvent deux autres couches qui forment les couches externes de l'atmosphère solaire : la chromosphère et la couronne. Et bien qu’il n’y ait pas de frontières nettes entre ces trois couches, faisons connaissance avec leurs principales caractéristiques distinctives.
La lumière jaune-blanche de la photosphère a un spectre continu, c'est-à-dire qu'elle ressemble à une bande arc-en-ciel continue avec une transition progressive des couleurs du rouge au violet. Mais dans les couches inférieures de la chromosphère raréfiée, dans la région de ce qu'on appelle le minimum de température, où la température descend à 4 200 K, la lumière du soleil subit une absorption, grâce à laquelle des raies d'absorption étroites se forment dans le spectre solaire. On les appelle lignes Fraunhofer, du nom de l'opticien allemand Joseph Frau et Gopher, qui mesura soigneusement les longueurs d'onde de 754 lignes en 1816.
À ce jour, plus de 26 000 raies sombres d’intensité variable ont été enregistrées dans le spectre du Soleil, résultant de l’absorption de la lumière par des atomes « froids ». Et comme chaque élément chimique possède son propre ensemble caractéristique de raies d’absorption, cela permet de déterminer sa présence dans les couches externes de l’atmosphère solaire.
La composition chimique de l'atmosphère du Soleil est similaire à celle de la plupart des étoiles formées au cours des derniers milliards d'années (appelées étoiles de deuxième génération). Par rapport aux anciens corps célestes (étoiles de première génération), ils contiennent des dizaines de fois plus d'éléments lourds, c'est-à-dire des éléments plus lourds que l'hélium. Les astrophysiciens pensent que les éléments lourds sont apparus pour la première fois à la suite de réactions nucléaires survenues lors d'explosions d'étoiles, et peut-être même lors d'explosions de galaxies. Lors de la formation du Soleil, le milieu interstellaire était déjà assez bien enrichi en éléments lourds (le Soleil lui-même ne produit pas encore d'éléments plus lourds que l'hélium). Mais notre Terre et d’autres planètes se sont apparemment condensées à partir du même nuage de gaz et de poussière que le Soleil. Il est donc possible qu’en étudiant la composition chimique de notre lumière du jour, nous étudiions également la composition de la matière protoplanétaire primaire.
Puisque la température dans l’atmosphère solaire varie avec l’altitude, des raies d’absorption à différents niveaux sont créées par des atomes de différents éléments chimiques. Cela permet d’étudier les différentes couches atmosphériques de la grande étoile et de déterminer leur étendue.
Au dessus de la photosphère se trouve une syllabe plus rare ! l'atmosphère du Soleil, appelée chromosphère, ce qui signifie « sphère colorée ». Sa luminosité est plusieurs fois inférieure à celle de la photosphère, de sorte que la chromosphère n'est visible que pendant de courtes minutes d'éclipses solaires totales, comme un anneau rose autour du disque sombre de la Lune. La couleur rougeâtre de la chromosphère est causée par le rayonnement de l'hydrogène. Ce gaz possède la raie spectrale la plus intense - Ha - dans la région rouge du spectre, et il y a surtout beaucoup d'hydrogène dans la chromosphère.
D'après les spectres obtenus lors des éclipses solaires, il est clair que la ligne rouge de l'hydrogène disparaît à une altitude d'environ 12 000 km au-dessus de la photosphère et que les lignes de calcium ionisé cessent d'être visibles à une altitude de 14 000 km. Cette hauteur est considérée comme la limite supérieure de la chromosphère. À mesure que la température augmente, la température augmente, atteignant 50 000 K dans les couches supérieures de la chromosphère. Avec l'augmentation de la température, l'ionisation de l'hydrogène puis de l'hélium augmente.
L’augmentation de la température dans la chromosphère est tout à fait compréhensible. Comme on le sait, la densité de l'atmosphère solaire diminue rapidement avec l'altitude, et un milieu raréfié émet moins d'énergie qu'un milieu dense. Par conséquent, l’énergie provenant du Soleil réchauffe la chromosphère supérieure et la couronne située au-dessus.
Actuellement, les héliophysiciens utilisant des instruments spéciaux observent la chromosphère non seulement lors des éclipses solaires, mais également par temps clair. Lors d'une éclipse solaire totale, vous pouvez voir la couche la plus externe de l'atmosphère solaire - la couronne - une délicate lueur argentée nacrée s'étendant autour du Soleil éclipsé. La luminosité totale de la couronne est environ un millionième de la lumière du Soleil ou la moitié de la lumière de la pleine Lune.
La couronne solaire est un plasma très raréfié dont la température est proche de 2 millions de K. La densité de la matière coronale est des centaines de milliards de fois inférieure à la densité de l'air près de la surface de la Terre. Dans de telles conditions, les atomes d'éléments chimiques ne peuvent pas être dans un état neutre : leur vitesse est si élevée que lors de collisions mutuelles, ils perdent presque tous leurs électrons et sont ionisés plusieurs fois. C’est pourquoi la couronne solaire est principalement constituée de protons (noyaux atomiques d’hydrogène), de noyaux d’hélium et d’électrons libres.
La température exceptionnellement élevée de la couronne fait de son matériau une puissante source de rayonnement ultraviolet et de rayons X. Pour les observations dans ces gammes du spectre électromagnétique, comme on le sait, des télescopes spéciaux à ultraviolets et à rayons X installés sur des engins spatiaux et des stations scientifiques orbitales sont utilisés.
Grâce à des méthodes radio (la couronne solaire émet intensément des ondes radio décimétriques et métriques), les rayons coronaux sont « visualisés » jusqu'à des distances de 30 rayons solaires à partir du bord du disque solaire. À mesure que l’on s’éloigne du Soleil, la densité de la couronne diminue très lentement et sa couche supérieure s’écoule dans l’espace. C’est ainsi que se forme le vent solaire.
Uniquement en raison de la volatilisation des corpuscules, la masse du Soleil diminue chaque seconde d'au moins 400 000 tonnes.
Le vent solaire souffle sur tout l’espace de notre système planétaire. La vitesse initiale atteint alors plus de 1 000 km/s, mais elle diminue ensuite lentement. L'orbite terrestre a une vitesse moyenne du vent d'environ 400 km/s. Ohm balaie sur son passage tous les gaz émis par les planètes et les comètes, les plus petites particules de poussière météorique et même les particules de rayons cosmiques galactiques de faible énergie, emportant tous ces « déchets » à la périphérie du système planétaire. Au sens figuré, nous semblons baigner dans la couronne d'une grande étoile...
Une analyse spectrale des rayons solaires a montré que notre étoile contient le plus d’hydrogène (73 % de la masse de l’étoile) et d’hélium (25 %). Les éléments restants (fer, oxygène, nickel, azote, silicium, soufre, carbone, magnésium, néon, chrome, calcium, sodium) ne représentent que 2 %. Toutes les substances découvertes sur le Soleil se retrouvent sur Terre et sur d'autres planètes, ce qui indique leur origine commune. La densité moyenne de la matière solaire est de 1,4 g/cm3.
Comment le Soleil est étudié
Le soleil est un « » avec de nombreuses couches qui ont une composition et une densité différentes, et différents processus s'y déroulent. Il est impossible d'observer une étoile dans le spectre familier à l'œil humain, mais des télescopes, des radiotélescopes et d'autres instruments ont maintenant été créés pour enregistrer les rayonnements ultraviolets, infrarouges et X du Soleil. Depuis la Terre, l’observation est plus efficace lors d’une éclipse solaire. Durant cette courte période, les astronomes du monde entier étudient la couronne, les proéminences, la chromosphère et divers phénomènes se produisant sur la seule étoile disponible pour une étude aussi détaillée.
Structure du Soleil
La couronne est l'enveloppe extérieure du Soleil. Sa densité est très faible, c'est pourquoi elle n'est visible que lors d'une éclipse. L'épaisseur de l'atmosphère extérieure est inégale, de sorte que des trous y apparaissent de temps en temps. À travers ces trous, le vent solaire se précipite dans l’espace à une vitesse de 300 à 1 200 m/s – un puissant flux d’énergie qui, sur Terre, provoque des aurores boréales et des tempêtes magnétiques.
La chromosphère est une couche de gaz atteignant une épaisseur de 16 000 km. Il y a une convection de gaz chauds qui, de la surface de la couche inférieure (photosphère), retombent. Ce sont eux qui « brûlent » la couronne et forment des courants de vent solaire pouvant atteindre 150 000 km de long.
La photosphère est une couche opaque dense de 500 à 1 500 km d'épaisseur, dans laquelle se produisent les tempêtes de feu les plus puissantes d'un diamètre allant jusqu'à 1 000 km. La température des gaz de la photosphère est de 6 000 °C. Ils absorbent l’énergie de la couche sous-jacente et la libèrent sous forme de chaleur et de lumière. La structure de la photosphère ressemble à des granules. Les lacunes dans la couche sont perçues comme des taches solaires.
La zone convective, d'une épaisseur de 125 à 200 000 km, est la coque solaire dans laquelle les gaz échangent constamment de l'énergie avec la zone de rayonnement, se réchauffant, s'élevant jusqu'à la photosphère et, se refroidissant, redescendant pour une nouvelle portion d'énergie.
La zone de rayonnement a une épaisseur de 500 000 km et une densité très élevée. Ici, la substance est bombardée de rayons gamma, qui sont convertis en rayons ultraviolets (UV) et X (X) moins radioactifs.
La croûte, ou noyau, est la « chaudière » solaire, où se produisent constamment des réactions thermonucléaires proton-proton, grâce auxquelles l'étoile reçoit de l'énergie. Les atomes d'hydrogène se transforment en hélium à une température de 14 x 10 °C. Il y a ici une pression titanesque - un billion de kg par cm3 Chaque seconde, 4,26 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium.
Proéminences
La surface du Soleil que nous voyons est connue sous le nom de photosphère. C'est la zone où la lumière du noyau atteint finalement la surface. La photosphère a une température d'environ 6 000 K et brille en blanc.
Juste au-dessus de la photosphère, l’atmosphère s’étend sur plusieurs centaines de milliers de kilomètres. Examinons de plus près la structure de l'atmosphère du Soleil.
La première couche de l'atmosphère a une température minimale et se situe à une distance d'environ 500 km au-dessus de la surface de la photosphère, avec une température d'environ 4 000 K. Pour une étoile, c'est plutôt frais.
Chromosphère
La couche suivante est connue sous le nom de chromosphère. Il est situé à seulement 10 000 km environ de la surface. Dans la partie supérieure de la chromosphère, les températures peuvent atteindre 20 000 K. La chromosphère est invisible sans équipement spécial utilisant des filtres optiques à bande étroite. Des protubérances solaires géantes peuvent s'élever dans la chromosphère jusqu'à une hauteur de 150 000 km.
Au-dessus de la chromosphère se trouve une couche de transition. En dessous de cette couche, la gravité est la force dominante. Au-dessus de la région de transition, la température augmente rapidement car l'hélium devient complètement ionisé.
Couronne solaire
La couche suivante est la couronne, et elle s'étend du Soleil sur des millions de kilomètres dans l'espace. Vous pouvez voir la couronne lors d’une éclipse totale, lorsque le disque de l’astre est recouvert par la Lune. La température de la couronne est environ 200 fois plus élevée que celle de la surface.
Atmosphère
L'atmosphère terrestre est l'air que nous respirons, la coque gazeuse de la Terre qui nous est familière. D'autres planètes possèdent également de telles coquilles. Les étoiles sont entièrement constituées de gaz, mais leurs couches externes sont également appelées atmosphères. Dans ce cas, les couches à partir desquelles au moins une partie du rayonnement peut s'échapper librement dans l'espace environnant sans être absorbée par les couches sus-jacentes sont considérées comme externes.
Photosphère
La photosphère du Soleil commence 200 à 300 km plus profondément que le bord visible du disque solaire. Ces couches les plus profondes de l’atmosphère sont appelées photosphère. Comme leur épaisseur ne dépasse pas un trois millième du rayon solaire, la photosphère est parfois classiquement appelée la surface du Soleil.
La densité des gaz dans la photosphère est à peu près la même que dans la stratosphère terrestre et des centaines de fois inférieure à celle de la surface de la Terre. La température de la photosphère diminue de 8 000 K à une profondeur de 300 km à 4 000 K dans les couches supérieures. La température de la couche intermédiaire, dont nous percevons le rayonnement, est d'environ 6 000 K.
Dans de telles conditions, presque toutes les molécules de gaz se désintègrent en atomes individuels. Ce n'est que dans les couches supérieures de la photosphère que relativement peu de molécules simples et de radicaux du type H 2, OH et CH sont conservés.
Un rôle particulier dans l'atmosphère solaire est joué par l'ion hydrogène négatif, que l'on ne trouve pas dans la nature terrestre, qui est un proton à deux électrons. Ce composé inhabituel se produit dans la fine couche externe « la plus froide » de la photosphère lorsque des électrons libres chargés négativement, qui sont délivrés par des atomes facilement ionisés de calcium, de sodium, de magnésium, de fer et d’autres métaux, « collent » aux atomes d’hydrogène neutres. Lorsqu’ils sont générés, les ions hydrogène négatifs émettent la majeure partie de la lumière visible. Les ions absorbent avidement cette même lumière, c'est pourquoi l'opacité de l'atmosphère augmente rapidement avec la profondeur. Le bord visible du Soleil nous semble donc très net.
Presque toutes nos connaissances sur le Soleil reposent sur l'étude de son spectre - une étroite bande multicolore de la même nature qu'un arc-en-ciel. Pour la première fois, plaçant un prisme sur le trajet d'un rayon solaire, Newton reçut une telle bande et s'écria :
"Spectre!" (Spectre latin - « vision »). Plus tard, des lignes sombres ont été remarquées dans le spectre du Soleil et considérées comme les limites des couleurs. En 1815, le physicien allemand Joseph Fraunhofer a donné la première description détaillée de telles raies dans le spectre solaire, et elles ont commencé à porter son nom. Il s'est avéré que les raies de Fraunhofer correspondent à certaines parties du spectre qui sont fortement absorbées par les atomes de diverses substances (voir l'article « Analyse de la lumière visible »). Dans un télescope à fort grossissement, vous pouvez observer des détails subtils de la photosphère : tout semble parsemé de petits grains brillants - des granules, séparés par un réseau d'étroits chemins sombres. La granulation est le résultat du mélange de flux de gaz plus chauds ascendants et de flux de gaz plus froids descendants. La différence de température entre elles dans les couches externes est relativement faible (200-300 K), mais plus profondément, dans la zone convective, elle est plus grande et le mélange se produit beaucoup plus intensément. La convection dans les couches externes du Soleil joue un rôle important dans la détermination de la structure globale de l'atmosphère.
En fin de compte, c’est la convection, résultat d’une interaction complexe avec les champs magnétiques solaires, qui est à l’origine de toutes les diverses manifestations de l’activité solaire. Les champs magnétiques sont impliqués dans tous les processus sur le Soleil. Parfois, des champs magnétiques concentrés apparaissent dans une petite région de l’atmosphère solaire, plusieurs fois plus forts que sur Terre. Le plasma ionisé est un bon conducteur ; il ne peut pas se mélanger aux lignes d’induction magnétique d’un champ magnétique puissant. Par conséquent, dans de tels endroits, le mélange et la montée des gaz chauds par le bas sont inhibés et une zone sombre apparaît - une tache solaire. Sur fond de photosphère éblouissante, il apparaît complètement noir, même si en réalité sa luminosité n'est que dix fois plus faible.
Au fil du temps, la taille et la forme des taches changent considérablement. Apparue sous la forme d'un point à peine perceptible - un pore, la tache augmente progressivement sa taille jusqu'à plusieurs dizaines de milliers de kilomètres. En règle générale, les grandes taches sont constituées d'une partie sombre (noyau) et d'une partie moins sombre - la pénombre, dont la structure donne à la tache l'apparence d'un vortex. Les taches sont entourées de zones plus lumineuses de la photosphère, appelées faculae ou champs de fusée éclairante.
La photosphère passe progressivement dans les couches externes les plus raréfiées de l'atmosphère solaire : la chromosphère et la couronne.
Chromosphère
La chromosphère (en grec : « sphère de couleur ») doit son nom à sa couleur rouge-violet. Il est visible lors des éclipses solaires totales sous la forme d'un anneau irrégulier et brillant autour du disque noir de la Lune, qui vient d'éclipser le Soleil. La chromosphère est très hétérogène et constituée principalement de langues allongées et allongées (spicules), lui donnant l'apparence d'herbe brûlante. La température de ces jets chromosphériques est deux à trois fois supérieure à celle de la photosphère et leur densité est des centaines de milliers de fois inférieure. La longueur totale de la chromosphère est de 10 à 15 000 kilomètres.
L'augmentation de la température dans la chromosphère s'explique par la propagation des ondes et des champs magnétiques qui y pénètrent depuis la zone convective. La substance est chauffée à peu près de la même manière que si elle se trouvait dans un four à micro-ondes géant. La vitesse de mouvement thermique des particules augmente, les collisions entre elles deviennent plus fréquentes et les atomes perdent leurs électrons externes : la substance devient un plasma ionisé chaud. Ces mêmes processus physiques maintiennent également la température inhabituellement élevée des couches les plus externes de l’atmosphère solaire, situées au-dessus de la chromosphère.
Souvent, pendant les éclipses (et avec l'aide d'instruments spectraux spéciaux - et sans attendre les éclipses) au-dessus de la surface du Soleil, on peut observer des « fontaines », des « nuages », des « entonnoirs », des « buissons », des « arches » aux formes bizarres et d'autres formations brillamment lumineuses provenant des substances chromosphériques. Ils peuvent être stationnaires ou changer lentement, entourés de jets courbes et lisses qui entrent ou sortent de la chromosphère, s'élevant sur des dizaines ou des centaines de milliers de kilomètres. Ce sont les formations les plus ambitieuses de l'atmosphère solaire - les proéminences. Lorsqu'ils sont observés dans la raie spectrale rouge émise par les atomes d'hydrogène, ils apparaissent sur le fond du disque solaire sous la forme de filaments sombres, longs et incurvés.
Les protubérances ont approximativement la même densité et la même température que la chromosphère. Mais ils se trouvent au-dessus et sont entourés de couches supérieures plus élevées et très raréfiées de l’atmosphère solaire. Les protubérances ne tombent pas dans la chromosphère car leur matière est soutenue par les champs magnétiques des régions actives du Soleil.
Pour la première fois, le spectre d'une proéminence en dehors d'une éclipse a été observé par l'astronome français Pierre Jansen et son collègue anglais Joseph Lockyer en 1868. La fente du spectroscope est positionnée de manière à croiser le bord du Soleil, et si une proéminence est situé à proximité, son spectre de rayonnement peut alors être vu. En dirigeant la fente vers différentes parties de la proéminence ou de la chromosphère, il est possible de les étudier par parties. Le spectre des protubérances, comme la chromosphère, est constitué de raies brillantes, principalement de l'hydrogène, de l'hélium et du calcium. Des raies d’émission d’autres éléments chimiques sont également présentes, mais elles sont beaucoup plus faibles.
Certaines protubérances, restées longtemps sans changements notables, semblent soudainement exploser, et leur matière est projetée dans l'espace interplanétaire à une vitesse de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. L'apparence de la chromosphère change également fréquemment, indiquant le mouvement continu de ses gaz constitutifs.
Parfois, quelque chose de similaire à des explosions se produit dans de très petites zones de l'atmosphère solaire. Ce sont ce qu’on appelle les éruptions chromosphériques. Ils durent généralement plusieurs dizaines de minutes. Lors d'éruptions dans les raies spectrales de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium ionisé et de certains autres éléments, la lueur d'une section distincte de la chromosphère augmente soudainement des dizaines de fois. Les rayonnements ultraviolets et X augmentent particulièrement fortement : parfois, leur puissance est plusieurs fois supérieure à la puissance totale de rayonnement du Soleil dans cette région des ondes courtes du spectre avant l'éruption.
Des taches, des torches, des protubérances, des éruptions chromosphériques : tout cela est une manifestation de l'activité solaire. Avec une activité croissante, le nombre de ces formations sur le Soleil augmente.
Couronne
Contrairement à la photosphère et à la chromosphère, la partie la plus externe de l'atmosphère solaire - la couronne - a une étendue immense : elle s'étend sur des millions de kilomètres, ce qui correspond à plusieurs rayons solaires, et sa faible extension va encore plus loin.
La densité de la matière dans la couronne solaire diminue avec l'altitude beaucoup plus lentement que la densité de l'air dans l'atmosphère terrestre. La diminution de la densité de l'air à mesure qu'elle augmente est déterminée par la gravité de la Terre. À la surface du Soleil, la force de gravité est bien plus grande et il semblerait que son atmosphère ne devrait pas être élevée. En réalité, elle est extraordinairement vaste. Par conséquent, certaines forces agissent contre l’attraction du Soleil. Ces forces sont associées aux énormes vitesses de mouvement des atomes et des électrons dans la couronne, chauffée à une température de 1 à 2 millions de degrés !
La couronne est mieux observée pendant la phase totale d’une éclipse solaire. Certes, dans les quelques minutes que cela dure, il est très difficile d'esquisser non seulement des détails individuels, mais même l'apparence générale de la couronne. L'œil de l'observateur commence tout juste à s'habituer au crépuscule soudain, et un rayon lumineux du Soleil émergeant de derrière le bord de la Lune annonce déjà la fin de l'éclipse. Par conséquent, les croquis de la couronne réalisés par des observateurs expérimentés au cours d’une même éclipse étaient souvent très différents. Il n’était même pas possible de déterminer avec précision sa couleur.
L'invention de la photographie a donné aux astronomes une méthode de recherche objective et documentaire. Cependant, obtenir une bonne photo de la couronne n’est pas non plus facile. Le fait est que sa partie la plus proche du Soleil, appelée couronne interne, est relativement brillante, tandis que la couronne externe, qui s'étend au loin, semble être une lueur très pâle. Par conséquent, si la couronne extérieure est clairement visible sur les photographies, la couronne intérieure s'avère surexposée, et sur les photographies où les détails de la couronne intérieure sont visibles, la couronne extérieure est complètement invisible. Pour surmonter cette difficulté, lors d'une éclipse, ils essaient généralement de prendre plusieurs photographies de la couronne à la fois - avec des vitesses d'obturation longues et courtes. Ou bien, la couronne est photographiée en plaçant un filtre « radial » spécial devant la plaque photographique, ce qui affaiblit les zones annulaires des parties internes lumineuses de la couronne. Sur de telles photographies, sa structure peut être retracée à des distances de plusieurs rayons solaires.
