Les lumières du Soleil

Le Soleil émet un ensemble d'ondes électromagnétiques, de l'ultraviolet lointain (FUV) comme les rayons gamma (les plus hautes fréquences) aux ondes radio (les plus basses fréquences), en passant par les rayons X, les rayons ultraviolets, la lumière visible, les rayons infrarouges, les micro-ondes. Ces ondes électromagnétiques, dont le vecteur est le photon, filent à la vitesse de ≈300 000 km/s.
Avec nos yeux, nous voyons seulement les longueurs d'onde du domaine visible entre 400 et 800 nm, mais quand il s'agit de plus courtes ou de plus longues longueurs d'onde, il nous faut utiliser des appareils spécialisés. Les instruments spécialisés, sont généralement des télescopes terrestres ou spatiaux équipés, qui observent la lumière dans différentes longueurs d'ondes.
Le Soleil nous envoie toutes les couleurs de la lumière car il est rempli de tous les d'atomes présents sur Terre, chacun en fonction de la température, génère de la lumière dans une certaine longueur d'onde. En plus des nombreux atomes différents (hélium, hydrogène, carbone, oxygène, fer...), le Soleil contient aussi différents types d'ions de chaque atome, de charges électriques différentes. Chaque ion peut aussi émettre de la lumière à des longueurs d'onde spécifiques quand il atteint une température particulière.
Chaque longueur d'onde observée, révèle donc des informations sur les différents éléments (atomes ou ions) de la surface et de l'atmosphère du Soleil.
En examinant les images du Soleil dans une variété choisie de longueurs d'onde, les scientifiques peuvent suivre l'évolution des particules et des températures présentent dans l'atmosphère du Soleil.
Cette image du Soleil a été construite sur la base de données du télescope SDO (Solar Dynamics Observatory), de la NASA. Elle montre une composition des différents aspects de la surface ou de l'atmosphère du Soleil, dans 10 longueurs d'onde différentes choisies par les scientifiques et invisibles à l'œil nu. Ces lumières sont converties en couleurs visibles afin que les humains puissent les voir. L'objet observé, ici le Soleil, apparait donc dans un superbe « patchwork » de couleurs. Depuis les années 1900, les scientifiques répertorient les longueurs d'onde absorbées ou émises par les atomes et les ions, et les associations entre éléments, longueurs d'onde, températures et couleurs, sont bien documentées.

Les télescopes font usage de cette précieuse information de longueur d'onde en embarquant des instruments comme les spectromètres qui observent plusieurs longueurs d'onde simultanément et mesurent la quantité d'éléments présents à chaque longueur d'onde.
Les scientifiques de SDO ont choisi 10 longueurs d'onde particulières pour observer l'atmosphère et les mouvements des atomes dans les couches solaires.
10 longueurs d'onde (en angström) choisies :
Un angström (symbole Å) = 0,1 nanomètre, soit 10^-10 mètre ou encore 1 dixième de milliardième de mètre.
1) 1700 Å en C7 et D4 (rose marron), la lumière  à 4 500 Kelvin, émise par la surface du Soleil, la photosphère et la chromosphère.
2) 4500 Å en A4, D7 et E4 (jaune), la lumière à 6 000 Kelvin, émise par la photosphère.
3) 1600 Å en E3 et C6 (jaune vert), la lumière émise par le carbone 4 à 10 000 Kelvin, dans une zone entre la photosphère supérieure et la région de transition, une région située entre la chromosphère et la couronne.
4) 304 Å en D3, B6, E7 et F4 (rouge), la lumière émise par l'hélium 2 à 50 000 Kelvin, dans la région de transition et la chromosphère.
5) 171 Å en D2, C4, A5 et F6 (jaune marron), la lumière émise par le fer 9 à 600 000 Kelvin, dans l'atmosphère ou couronne solaire quand elle est calme.
6) 193 Å en B2, B7, F5 (marron brillant), la lumière émise par le fer 12 à 1 million Kelvin et le fer 24 à 20 millions Kelvin, dans les régions légèrement plus chaudes de la couronne et la matière beaucoup plus chaude des éruptions solaires.
7) 211 Å en A6, B3 et F2 (violet), la lumière émise par le fer 14 à 2 millions Kelvin, dans les régions plus chaudes et magnétiquement actives de la couronne.
8) 335 Å en C1, B5, C8, F3, F7 (bleu), la lumière émise par le fer 16 à 2.5 million Kelvin, dans les régions encore plus chaudes, magnétiquement actives de la couronne.
9) 94 Å en C3 et D5 (vert foncé), la lumière émise par le fer 18 à 6 millions Kelvin, dans les régions très chaudes de la couronne lors d'une éruption solaire.
10) 131 Å en E6 (vert bleu), la lumière émise par le fer 20 et le fer 23 à plus de 10 millions Kelvin, par les éléments les plus chauds des éjections solaires.

Les télescopes peuvent collecter la lumière dans des plages de fréquences inaccessibles à nos yeux.
Ce joli film du Soleil, sur la base de données de Solar Dynamics Observatory de la NASA, montre la large gamme de longueurs d'onde visible par les instruments du télescope. SDO convertit les longueurs d'onde dans une image interprétable par l'œil humain. Chaque longueur d'onde de la lumière (chaque couleur) représente la matière solaire à des températures spécifiques. Ainsi en examinant le Soleil dans une variété de longueurs d'onde, les images générées par SDO mais aussi par les spectrographes d'imagerie de la NASA, le Solar Observatory terrestre de la NASA et l'observatoire solaire et l'héliosphère de l'Agence spatiale européenne, les scientifiques peuvent suivre et analyser les déplacements des particules ainsi que la température de l'atmosphère du Soleil.

Vidéo : les caractéristiques du Soleil apparaissent radicalement différentes lorsqu'elles sont affichées dans différentes longueurs d'onde.

Le noyau du Soleil est la zone où se produit les réactions nucléaires (fusion des atomes d'hydrogène). Au centre du Soleil la température atteint environ 15 millions de degrés et la pression 22 100 milliards de pascals (Pa).
Par comparaison la pression de l'atmosphère terrestre varie autour de 100 000 Pa.
La zone radiative est une région ionisée de gaz denses, bombardée par les rayons gamma issus de la fusion des protons du noyau. Ces rayons rebondissent sur les gaz, sont absorbés puis réémis sous forme de rayons X et de rayonnement U.V.
La zone convective transporte l'énergie du cœur vers la surface par convection.

Les gaz amènent l'énergie à la surface du Soleil et retourne vers le fond après avoir perdu leur énergie.
La photosphère de 160 km d'épaisseur seulement est responsable de l'émission d'énergie qui baigne les planètes, elle est tachetée de granules.
La chromosphère est une couche semi-transparente visible lors d'éclipses. C’est là que se forment les protubérances. Les spicules sont ces longs jets de matière projetée.
La couronne est l'atmosphère externe du soleil. Elle ondule et change de forme lors des émissions de jets de gaz. C’est la partie visible extérieure du Soleil.