chromosphère - astronomie.

chromosphère - astronomie. 1 PRÉSENTATION chromosphère, région de l'ordre de 5 000 km d'épaisseur observée notamment dans l'atmosphère solaire et dans les atmosphères des étoiles de type solaire. Également présente dans les atmosphères d'étoiles froides du type spectral F à M, (voir photosphère), la chromosphère peut atteindre une dimension de l'ordre de plusieurs rayons solaires dans les étoiles géantes. Surmontant la photosphère et située à la base de la couronne, une chromosphère stellaire a, en général, une température moyenne de l'ordre de 10 000 K. Observée à l'oeil nu, depuis les temps les plus reculés, lors d'éclipses solaires totales, la chromosphère solaire apparaît comme une mince région de couleur rose qui borde le disque photosphérique alors dissimulé ; cette coloration prononcée lui a valu son nom dont la racine, chromos en grec, signifie couleur. 2 OBSERVATION DE LA CHROMOSPHÈRE Au début et à la fin d'une éclipse solaire totale, il est possible d'observer le rayonnement caractéristique de la chromosphère solaire. Il est constitué d'un spectre de raies en émission (spectre flash chromosphérique). Ce spectre est particulièrement dominé par un rayonnement très intense émis par les atomes d'hydrogène (raie Balmer H? centrée à une longueur d'onde égale à 0,696 µm), ainsi que par les atomes de calcium et de magnésium, tous deux une fois ionisés. En l'absence d'éclipse solaire, le rayonnement photosphérique émis dans le visible domine celui de la chromosphère. Les astronomes ont alors recours à un spectrographe, pour étudier, à l'exclusion de tout autre, l'intensité d'un rayonnement émis à une longueur d'onde donnée et spécifique de la chromosphère, comme par exemple la raie H? de l'hydrogène. La cartographie (selon la brillance) de la chromosphère solaire, ainsi obtenue à l'aide d'un spectrohéliographe, révèle des zones plus brillantes que d'autres, des plages, ainsi qu'un réseau de cellules aux bordures lumineuses, le réseau chromosphérique. Ces régions d'émission chromosphérique accrue coïncident avec les zones de concentration du champ magnétique. Les plages sont ainsi situées à l'aplomb des taches solaires maculant la photosphère. Le réseau chromosphérique coïncide avec le réseau de supergranulation traçant les cellules de convection subphotosphériques. Les spicules, issus plus particulièrement des frontières des cellules du réseau chromosphérique, sont une manifestation particulièrement frappante de l'activité magnétique chromosphérique. Les spicules sont des jets de matière, dirigés par des lignes de champ magnétique, de 1 000 km de diamètre et de 10 000 km de long. Observés de façon privilégiée sur les bords du disque solaire dans les raies chromosphériques, ils ont une durée de vie de l'ordre de 5 à 10 minutes. Filmés en continu depuis la Terre, les spicules ont, pour le profane, une apparence comparable aux brins d'herbe d'un gazon balayé par les vents. 3 CHAUFFAGE CHROMOSPHÉRIQUE La présence d'une chromosphère dans une atmosphère stellaire est interprétée comme un témoin des phénomènes magnétiques se déroulant dans l'étoile. Tout d'abord, la température dans la chromosphère augmente avec la hauteur. Dans le Soleil, elle varie d'un minimum de température photosphérique égal à 4 300 K, jusqu'à un maximum égal à 50 000 K, observé à la base de la couronne. Cette remontée spectaculaire de température, alors que la température ne fait que décroître dans la basse atmosphère, la photosphère, est la signature d'un chauffage supplémentaire qui n'est dû en rien au simple rayonnement stellaire. Le mécanisme invoqué pour expliquer le chauffage de la chromosphère fait appel à la dissipation d'ondes magnétiques et acoustiques créées dans la zone convective subphotosphérique et se propageant dans l'atmosphère de l'étoile. Cette zone convective n'existant que dans les étoiles froides (température effective comprise entre 3 500 et 7 000 K), ce type de processus expliquerait l'absence de chromosphère dans les atmosphères des étoiles chaudes. Bien que cette origine du chauffage chromosphérique soit qualitativement acceptée par la plupart des physiciens spécialistes du Soleil, la complexité des phénomènes mis en jeu rend difficile la description fine des processus physiques et la modélisation théorique associée, de ce fait toujours en cours d'élaboration. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.