Astronomie Québec n°1-5 jan/fév 2013
Astronomie Québec n°1-5 jan/fév 2013
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-5 de jan/fév 2013

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 36

  • Taille du fichier PDF : 3,7 Mo

  • Dans ce numéro : promenade sur Mars... la mission Curiosity.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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La chromosphère — Première partie avec Stéphane Lemon Crédit : Hinode JAXA/NASA L’observation de la photosphère du Soleil nous révèle des taches solaires, des plages faculaires, des granules, et des ponts lumineux. Mais au-dessus de celle-ci existe une couche très fine appelée chromosphère, qui est transparente à la lumière visible. Figure 1 Les différentes couches de l’atmosphère solaire. Montage par Stéphane Lemon La photosphère s’étend sur 500 km d’épaisseur. C’est à cette altitude que la chromosphère commence ; elle s’étend jusqu’à près de 3 000 km d’altitude. La température de la chromosphère augmente en même temps que la pression diminue, au fur et à mesure que l’on s’éloigne de la photosphère. Ainsi la température passe de 5 600 K à la surface de la photosphère jusqu’à plus de 30 000 K dans la couche supérieure de la chromosphère ; c’est là qu’est la région de transition entre la chromosphère et la couronne (Fig. 1). La chromosphère est constituée de plasma de très faible densité — pas plus de 10 18 électrons par mètre cube, soit un million de fois moins dense que la photosphère. Elle est donc pratiquement transparente, et par le fait même invisible, en lumière blanche. Néanmoins, la chromosphère est observable lors des éclipses totales du Soleil ; elle apparait comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque noir de la Lune qui nous cache le disque du Soleil (Fig. 2). Il existe une façon relativement simple d’observer la chromosphère sans avoir à attendre qu’une éclipse solaire se produise : il s’agit d’observer le Soleil dans une certaine longueur d’onde, soit 656,28 nm. Cette bande passante correspond à une raie de l’hydrogène, communément appelée Hα (lire « H alpha »). Dans cette longueur d’onde, les atomes d’hydrogène de la chromosphère absorbent et rejettent la lumière de la photosphère, de telle façon que la photosphère est invisible et seule la chromosphère reste visible. Figure 2 Éclipse totale de Soleil du 11 aout 1999. Crédit : Luc Viatour, http://www.lucnix.be Un des premiers à utiliser cette méthode fut l’astronome américain George Ellery Hale (1868–1938), un spécialiste du Soleil (Fig. 3). Il observait en effet la chromosphère à l’aide d’un spectrohéliographe, instrument qu’il a inventé alors qu’il était étudiant en licence au Massachusetts Institute of Technology. NE JAMAIS OBSERVER LE SOLEIL SANS FILTRE SOLAIRE ADÉQUAT ! Un spectrohéliographe est un instrument astronomique plutôt complexe permettant d’obtenir des images monochromatiques du Soleil, c’est-à-dire dans une longueur d’onde déterminée (relative à un élément chimique tel que l’hydrogène ou autre). 24 Astronomie-Québec Janvier-février 2013
Avec ce type d’instrument, les observations ont démontré que la chromosphère est très loin d’être uniforme. En 1908, le Soleil est photographié dans la raie de l’hydrogène alpha, faisant apparaitre des nouvelles structures tourmentées, alors que la photosphère semble relativement tranquille. En effet, tout ce qui est au-dessus, du début de la chromosphère jusqu’à la limite externe de la couronne, correspond aux dernières zones qui sont traversées par l’énergie produite au centre du Soleil. Par la suite, cette énergie se disperse dans l’espace environnant. Vue la faible densité de la chromosphère, la dispersion de cette énergie produit de très fortes turbulences, et par le fait même l’agitation se trouve fortement accentuée dans cette zone en comparaison de la photosphère qui est plus dense. La chromosphère (Fig. 5) est surmontée d’une multitude de pics verticaux, filaments, fibrilles, plages faculaires, canaux filamenteux, réseaux, et filaments-arches. À cela, il faut ajouter les formations qui évoluent constamment, comme la supergranulation, qui constitue la base de la chromosphère ; les spicules ; et surtout les protubérances ainsi que les éjections de matière coronale (CME) qui s’éloignent sur plusieurs milliers de kilomètres. Toutes ces structures dynamiques sont les témoins de l’activité énergétique de notre étoile, le Soleil. Figure 3 George Ellery Hale. Source : Wikipedia. Figure 4 Spectrohéliographe du télescope Snow à l’observatoire du Mont-Wilson, en 1905. Crédit : Huntington Library Nous parlerons plus en détails de la chromosphère solaire dans l’édition de mars/avril d’Astronomie-Québec. Quelques liens à visiter… La chromosphère solaire par le satellite Hinode (image d’ouverture) http://www.nasa.gov/mission_pages/hinode/solar_019.html Biographie de George Ellery Hale http://www.astro.umontreal.ca/paulchar/grps/histoire/newsite/bio/hale_f.html La chromosphère, la couronne et le vent solaire http://www.astronomes.com/le-soleil-et-lesetoiles/soleil-chromosphere-couronne-ventsolaire/Sun Fact Sheet (faits sur le Soleil) http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html Le Soleil en lumière de l’hydrogène alpha http://www.astrosurf.com/luxorion/sysolsoleil-ha.htm Crédit : NASA/SDO Janvier-février 2013 www.astronomie-quebec.com 25



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