II - de l'Université libre de Bruxelles

Fig. I.1.1-2Eclairement spectral solaire entre 115 et 400 nm (spectreATLAS 3, Thuillier et al., 2003). Transition vers 160 nm entreles raies d’émission et d’absorption de Fraunhofer.Apparence de la surface du SoleilLe Soleil possède un champ magnétique intense, généré par unedistribution interne de courants (Gough & McIntyre, 1998). La structure fine de lasurface du Soleil est modelée par la topologie des lignes de champ magnétiqueet par l’activité convective au niveau de la photosphère. L’émergence decolonnes de gaz chauds produit une granulation apparente. Les structures àgrande échelle sont les suivantes :PhotosphèreLes régions actives contiennent les taches solaires. Ce sont des zoneslocalement plus froides et sombres (~4200 K). Elles sont associées par paires àde puissants dipôles magnétiques émergeant en surface et contrecarrant laconvection. Les facules sont des marbrures brillantes associées à un champmagnétique d’intensité intermédiaire qui provoque une dépression locale de lagranulation. Pour la photosphère (en lumière blanche), elles sont bien visiblesprès du limbe car elles correspondent aux parois de ces cavités. Les faculesprécèdent généralement l’apparition d’une région active et se maintiennentlongtemps après la disparition de celle-ci.ChromosphèreLe réseau chromosphérique est un motif réticulaire à petite échelle encorrespondance avec la supergranulation de la photosphère où uneconcentration d’éléments de flux magnétique se marque par des points brillantsdans la chromosphère (∅ ~1000 km). Ceux-ci s’organisent en réseaux brillantssur le bord des supergranules ou en plages plus étendues dans les zones dechamp magnétique renforcé (autour des régions actives). Ces plages brillanteschromosphériques sont associées aux facules sous-jacentes de la photosphère.3