La photosphère est la région située à 1 rayon solaire du centre de l'étoile, à partir de laquelle le rayonnement peut parvenir jusqu'à nous. Cette surface représente une frontière " virtuelle " entre l'intérieur du Soleil (noyau, zone radiative et convective) et son atmosphère. Ce que l'on voit du Soleil à l'œil nu est la photosphère.

Granulation solaire © Observatoire du Pic du Midi et de Toulouse

Ce qui se passe à l'intérieur du Soleil n'est connu que grâce à certaines manifestations à la surface du Soleil. L'examen de la surface du Soleil montre que celle-ci a un aspect granuleux. Les granules ont une forme irrégulière et ont une taille d'environ 1 500 km. Leur temps de vie est de l'ordre de 10 minutes. Les granules se regroupent en supergranules dont la taille est de 30 000 km. Les granules et les supergranules sont les sommets visibles des cellules de convection et nous renseignent sur les détails de la zone convective du Soleil.

Modélisation de l'intérieur du Soleil par observation des oscillations en surface

La surface du Soleil, comme celle d'autres étoiles, vibre. Les observations de ces vibrations permettent de tester les modèles de l'intérieur de l'étoile. Cette technique appelée héliosismologie est identique à la méthode utilisée depuis longtemps sur Terre par les géologues qui utilisent les observations de tremblements de Terre pour en déduire la structure interne de la Terre. Les " tremblements " de Soleil observés par exemple par le satellite SOHO sont trop petits pour être directement visibles : on mesure par effet Doppler (voir encadré) les régions de la surface du Soleil qui se rapprochent ou s'éloignent de nous. On a ainsi mis en évidence des zones d'environ 10 000 km de diamètre qui se soulèvent et s'affaissent de quelques dizaines de kilomètres toutes les 5 minutes environ.

La photosphère correspond à une couche de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur et de température moyenne 5 800 K. Elle est située juste au-dessus de la zone convective et constitue le disque solaire visible à l'œil nu. Elle émet un rayonnement dont le maximum de puissance est situé dans le vert (500 nm), mais elle émet aussi dans le bleu et le rouge et paraît ainsi blanc car toutes les couleurs sont assez bien représentées pour que l'œil perçoive de la lumière blanche.

L'atmosphère du Soleil (enveloppe de gaz ténue autour de l'étoile) est constituée de couches d'épaisseur différentes et de caractéristiques très diverses.

La couche intérieure de l'atmosphère solaire est la chromosphère visible de courts instants lors des éclipses totales. Son rayonnement est dominé par des raies d'émission intenses, par exemple la raie – prononcer H alpha –, qui lui donne une couleur rouge (d'où le nom de chromosphère). C'est une région assez mince (quelques milliers de kilomètres) dont la température varie de 4 000 à 8 000 K.

La couche extérieure de l'atmosphère solaire est la couronne qui auréole le Soleil durant les éclipses totales. Elle s'étend bien au-delà de la chromosphère et se fond dans le milieu interplanétaire. Sa température atteind par endroits 2 000 000 K.

Altitude de formation des raies d'émission intenses

La chromosphère est observée régulièrement à l'Observatoire de Meudon dans différentes raies de longueur d'onde du visible. Les émissions sont formées dans des milieux de température différente et permettent de mettre en évidence différentes structures de l'atmosphère solaire. L'observation dans l'aile bleue d'une raie du calcium (K1v) permet de tracer les taches sombres mais aussi les plages brillantes autour connues sous le nom de facules.

Les observations dans le centre d'une autre raie du calcium (K3) ainsi que dans la raie de l'hydrogène montrent des structures situées à plus de 1 000 km de la surface et permettent de tracer les régions brillantes en au-dessus des taches (régions actives) et les filaments sombres qui correspondent à de la matière chromosphérique en suspension dans la couronne.

Spectrohéliogrammes H alpha, K3 et K1v © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH