15.1 : La structure et la composition du soleil
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Expliquer en quoi la composition du Soleil diffère de celle de la Terre
- Décrire les différentes couches du Soleil et leurs fonctions
- Expliquez ce qui se passe dans les différentes parties de l'atmosphère du Soleil
Le Soleil, comme toutes les étoiles, est une énorme boule de gaz extrêmement chaud, en grande partie ionisé, qui brille par sa propre énergie. Et nous voulons dire énorme. Le Soleil peut placer 109 Terre côte à côte sur son diamètre, et il a suffisamment de volume (occupe suffisamment d'espace) pour contenir environ 1,3 million de Terre.
Le Soleil n'a pas de surface solide ni de continents comme la Terre, pas plus qu'il n'a de noyau solide (Figure\(\PageIndex{1}\)). Cependant, il a beaucoup de structure et peut être considéré comme une série de couches, un peu comme un oignon. Dans cette section, nous décrivons les grands changements qui se produisent dans l'immensité de l'intérieur et de l'atmosphère du Soleil, ainsi que les éruptions dynamiques et violentes qui se produisent quotidiennement dans ses couches extérieures.
Certaines des caractéristiques de base du soleil sont répertoriées dans le tableau\(\PageIndex{1}\). Bien que certains termes de ce tableau ne vous soient pas familiers pour le moment, vous les connaîtrez au fur et à mesure de votre lecture.
| Caractéristique | Comment l'a trouvé | Valeur |
|---|---|---|
| Distance moyenne | Réflexion radar par les planètes | 1 UA (149 597 892 km) |
| Distance maximale par rapport à la Terre | 1,521 × 10 8 km | |
| Distance minimale par rapport à la Terre | 1,471 × 10 8 km | |
| Masse | Orbit de la Terre | 333 400 masses terrestres (1,99 × 10 30 kg) |
| Diamètre angulaire moyen | Mesure directe | 31 pi 59 po. 3 |
| Diamètre de la photosphère | Taille angulaire et distance | 109,3 × Diamètre de la Terre (1,39 × 10 6 km) |
| Densité moyenne | Masse/volume | 1,41 g/cm 3 (1 400 kg/m 3) |
| Accélération gravitationnelle au niveau de la photosphère (gravité de surface) | \(GM/R^2\) | 27,9 × Gravité à la surface de la Terre = 273 m/s 2 |
| Constante solaire | Instrument sensible au rayonnement à toutes les longueurs d'onde | 1 370 W/m 2 |
| Luminosité | Constante solaire × surface sphérique de 1 UA en rayon | 3,8 × 10 26 W |
| Classe spectrale | Spectre | G2V |
| Température effective | Dérivé de la luminosité et du rayon du soleil | 5800 KG |
| Période de rotation à l'équateur | Taches solaires et décalage Doppler dans les spectres prélevés à la limite du Soleil | 24 jours 16 heures |
| Inclinaison de l'équateur par rapport à l' | Mouvements de taches solaires | 7°10',5 |
Composition de l'atmosphère du soleil
Commençons par nous demander de quoi est faite l'atmosphère solaire. Comme expliqué dans Rayonnement et spectres, nous pouvons utiliser le spectre de la raie d'absorption d'une étoile pour déterminer quels éléments sont présents. Il s'avère que le Soleil contient les mêmes éléments que la Terre mais pas dans les mêmes proportions. Environ 73 % de la masse du Soleil est constituée d'hydrogène et 25 % d'hélium. Tous les autres éléments chimiques (y compris ceux que nous connaissons et aimons dans notre propre corps, tels que le carbone, l'oxygène et l'azote) ne constituent que 2 % de notre étoile. Les 10 gaz les plus abondants dans la couche de surface visible du Soleil sont répertoriés dans le tableau\(\PageIndex{2}\). Examinez ce tableau et remarquez que la composition de la couche extérieure du Soleil est très différente de celle de la croûte terrestre, où nous vivons. (Dans la croûte de notre planète, les trois éléments les plus abondants sont l'oxygène, le silicium et l'aluminium.) Bien qu'elle ne ressemble pas à celle de notre planète, la composition du Soleil est assez typique des étoiles en général.
| Elément | Pourcentage par nombre d'atomes | Pourcentage par masse |
|---|---|---|
| Hydrogène | 92,0 | 73,4 |
| Hélium | 7,8 | 25,0 |
| Carbone | 0,02 | 0,20 |
| azote | 0,008 | 0,09 |
| L'oxygène | 0,06 | 0,80 |
| Néon | 0,01 | 0,16 |
| magnésium | 0,003 | 0,06 |
| silicone | 0,004 | 0,09 |
| Soufre | 0,002 | 0,05 |
| Fer | 0,003 | 0,14 |
Le fait que notre Soleil et les étoiles ont tous des compositions similaires et sont composés principalement d'hydrogène et d'hélium a été démontré pour la première fois dans une brillante thèse en 1925 par Cecilia Payne-Gaposchkin, la première femme à obtenir un doctorat en astronomie aux États-Unis (Figure\(\PageIndex{2}\)). Cependant, l'idée que les gaz légers les plus simples, l'hydrogène et l'hélium, étaient les éléments les plus abondants dans les étoiles était si inattendue et si choquante qu'elle a supposé que son analyse des données devait être erronée. À l'époque, elle écrivait : « L'énorme abondance dérivée de ces éléments dans l'atmosphère stellaire n'est presque certainement pas réelle ». Même les scientifiques ont parfois du mal à accepter de nouvelles idées qui ne correspondent pas à ce que tout le monde « sait » être juste.
Avant l'œuvre de Payne-Gaposchkin, tout le monde pensait que la composition du Soleil et des étoiles ressemblerait beaucoup à celle de la Terre. C'est 3 ans après sa thèse que d'autres études ont prouvé sans aucun doute que l'énorme abondance d'hydrogène et d'hélium dans le Soleil est bel et bien réelle. (Et, comme nous le verrons, la composition du Soleil et des étoiles est bien plus typique de la composition de l'univers que l'étrange concentration d'éléments plus lourds qui caractérise notre planète.)
La plupart des éléments présents dans le Soleil se présentent sous forme d'atomes, avec un petit nombre de molécules, toutes sous forme de gaz : le soleil est si chaud qu'aucune matière ne peut survivre sous forme liquide ou solide. En fait, le Soleil est si chaud que de nombreux atomes qu'il contient sont ionisés, c'est-à-dire privés d'un ou de plusieurs de leurs électrons. Cette élimination des électrons de leurs atomes signifie qu'il y a une grande quantité d'électrons libres et d'ions chargés positivement dans le Soleil, ce qui en fait un environnement chargé électriquement, très différent de l'environnement neutre dans lequel vous lisez ce texte. (Les scientifiques appellent un gaz ionisé si chaud un plasma.)
Au XIXe siècle, des scientifiques ont observé une raie spectrale de 530,3 nanomètres dans l'atmosphère extérieure du Soleil, appelée couronne (une couche dont nous parlerons dans une minute). Cette ligne n'avait jamais été vue auparavant, et on a donc supposé que cette ligne était le résultat d'un nouvel élément trouvé dans la couronne, rapidement nommé coronium. Ce n'est que 60 ans plus tard que les astronomes ont découvert que cette émission était en fait due au fer hautement ionisé, c'est-à-dire au fer dont 13 de ses électrons avaient été retirés. C'est ainsi que nous avons découvert pour la première fois que l'atmosphère du Soleil avait une température de plus d'un million de degrés.
Les couches du soleil situées sous la surface visible
La figure\(\PageIndex{3}\) montre à quoi ressemblerait le Soleil si nous pouvions en voir toutes les parties, du centre à l'atmosphère extérieure ; les termes de la figure vous seront familiers au fil de votre lecture.
Les couches du Soleil sont différentes les unes des autres et chacune joue un rôle dans la production de l'énergie que le Soleil émet en fin de compte. Nous allons commencer par le noyau et nous frayer un chemin à travers les couches. Le noyau du Soleil est extrêmement dense et est la source de toute son énergie. À l'intérieur du cœur, de l'énergie nucléaire est libérée (d'une manière dont nous parlerons dans The Sun : A Nuclear Powerhouse). Le noyau mesure environ 20 % de la taille de l'intérieur du Soleil et on pense qu'il a une température d'environ 15 millions de K, ce qui en fait la partie la plus chaude du Soleil.
Au-dessus du noyau se trouve une région connue sous le nom de zone radiative, nommée d'après le principal mode de transport de l'énergie qui la traverse. Cette région commence à environ 25 % de la distance de la surface solaire et s'étend jusqu'à environ 70 % de la surface. La lumière générée dans le noyau est transportée très lentement à travers la zone radiative, car la densité élevée de matière dans cette région signifie qu'un photon ne peut pas se déplacer trop loin sans rencontrer une particule, ce qui le fait changer de direction et perdre de l'énergie.
La zone convective est la couche la plus externe de l'intérieur solaire. Il s'agit d'une couche épaisse d'environ 200 000 kilomètres de profondeur qui transporte l'énergie du bord de la zone radiative vers la surface à travers des cellules de convection géantes, semblables à une casserole de flocons d'avoine en ébullition. Le plasma au bas de la zone convective est extrêmement chaud et fait des bulles jusqu'à la surface où il perd sa chaleur dans l'espace. Une fois le plasma refroidi, il redescend vers le bas de la zone convective.
Maintenant que nous avons donné un bref aperçu de la structure de l'ensemble du Soleil, nous allons entreprendre dans cette section un voyage à travers les couches visibles du Soleil, en commençant par la photosphère, la surface visible.
La photosphère solaire
L'air de la Terre est généralement transparent. Mais lors d'une journée de smog dans de nombreuses villes, il peut devenir opaque, ce qui nous empêche de le traverser au-delà d'un certain point. Quelque chose de similaire se produit au soleil. Son atmosphère extérieure est transparente, ce qui nous permet de l'observer de courte distance. Mais lorsque nous essayons de regarder l'atmosphère plus profondément dans le Soleil, notre vue est bloquée. La photosphère est la couche où le Soleil devient opaque et marque la limite au-delà de laquelle nous ne pouvons pas voir (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Comme nous l'avons vu, l'énergie qui émerge de la photosphère a été initialement générée au plus profond du Soleil (plus d'informations à ce sujet dans The Sun : A Nuclear Powerhouse). Cette énergie se présente sous forme de photons qui se dirigent lentement vers la surface solaire. En dehors du Soleil, nous ne pouvons observer que les photons qui sont émis dans la photosphère solaire, où la densité des atomes est suffisamment faible et où les photons peuvent finalement s'échapper du Soleil sans entrer en collision avec un autre atome ou ion.
Par analogie, imaginez que vous participez à un grand rassemblement sur le campus et que vous avez trouvé une place de choix au cœur de l'action. Votre amie arrive en retard et vous appelle sur votre téléphone portable pour vous demander de la rejoindre au bord de la foule. Vous décidez que l'amitié vaut plus qu'une place de choix, et vous vous frayez donc un chemin à travers la foule dense pour la rencontrer. Vous ne pouvez vous déplacer que sur une courte distance avant de croiser quelqu'un, de changer de direction et de réessayer, en vous dirigeant lentement vers l'extérieur de la foule. Pendant ce temps, vos efforts ne sont pas visibles pour votre ami qui vous attend au bord du gouffre. Votre ami ne peut pas vous voir tant que vous n'êtes pas très près du bord à cause de tous les corps qui le gênent. De même, les photons qui traversent le Soleil heurtent constamment les atomes, changent de direction, se déplacent lentement vers l'extérieur et ne deviennent visibles que lorsqu'ils atteignent l'atmosphère du Soleil, où la densité des atomes est trop faible pour bloquer leur progression vers l'extérieur.
Les astronomes ont découvert que l'atmosphère solaire passe de presque parfaitement transparente à presque complètement opaque sur une distance d'un peu plus de 400 kilomètres ; c'est cette région mince que nous appelons la photosphère, un mot qui vient du grec pour « sphère de lumière ». Lorsque les astronomes parlent du « diamètre » du Soleil, ils font référence à la taille de la région entourée par la photosphère.
La photosphère ne semble nette qu'à distance. Si vous tombiez dans le soleil, vous ne sentirez aucune surface, mais vous sentirez simplement une augmentation progressive de la densité du gaz qui vous entoure. C'est à peu près la même chose que de tomber à travers un nuage pendant un saut en parachute. De loin, le nuage semble avoir une surface tranchante, mais vous ne sentez aucune surface lorsque vous y tombez. (L'une des grandes différences entre ces deux scénarios est toutefois la température. Le soleil est si chaud que vous pourriez être vaporisé bien avant d'atteindre la photosphère. Le parachutisme dans l'atmosphère de la Terre est beaucoup plus sûr.)
Notons que l'atmosphère du Soleil n'est pas une couche très dense par rapport à l'air de la pièce où vous lisez ce texte. À un point typique de la photosphère, la pression est inférieure à 10 % de la pression de la Terre au niveau de la mer et la densité est d'environ un dix millième de la densité atmosphérique de la Terre au niveau de la mer.
Les observations effectuées à l'aide de télescopes montrent que la photosphère a un aspect marbré, ressemblant à des grains de riz répandus sur une nappe foncée ou une marmite remplie de flocons d'avoine bouillants. Cette structure de la photosphère est appelée granulation (voir Figure\(\PageIndex{5}\)). Les granules, qui ont généralement un diamètre de 700 à 1 000 kilomètres (environ la largeur du Texas), apparaissent sous forme de zones claires entourées de régions étroites et plus sombres (plus froides). La durée de vie d'un granule individuel n'est que de 5 à 10 minutes. Les supergranules, qui mesurent environ 35 000 kilomètres de diamètre (environ la taille de deux Terres) et durent environ 24 heures, sont encore plus grands.
Les mouvements des granules peuvent être étudiés en examinant les déplacements Doppler dans les spectres des gaz situés juste au-dessus d'eux (voir L'effet Doppler). Les granules brillants sont des colonnes de gaz plus chauds qui s'élèvent à des vitesses de 2 à 3 kilomètres par seconde depuis le dessous de la photosphère. Lorsque ce gaz ascendant atteint la photosphère, il se répand, se refroidit et redescend dans les régions plus sombres situées entre les granules. Les mesures montrent que les centres des granules sont plus chauds que les régions intergranulaires de 50 à 100 K.
Découvrez l'action « bouillante » de la granulation dans cette vidéo accélérée de 30 secondes réalisée par l'Institut suédois de physique solaire.
La chromosphère
Les gaz extérieurs du Soleil s'étendent bien au-delà de la photosphère (Figure\(\PageIndex{6}\)). Comme elles sont transparentes à la plupart des rayonnements visibles et qu'elles n'émettent qu'une faible quantité de lumière, ces couches extérieures sont difficiles à observer. La région de l'atmosphère du Soleil située immédiatement au-dessus de la photosphère est appelée chromosphère. Jusqu'à ce siècle, la chromosphère n'était visible que lorsque la photosphère était cachée par la Lune lors d'une éclipse solaire totale (voir le chapitre sur Terre, Lune et Ciel). Au XVIIe siècle, plusieurs observateurs ont décrit ce qui leur semblait être une étroite « traînée » ou « frange » rouge autour du bord de la Lune peu de temps après que la photosphère du Soleil ait été recouverte. Le nom chromosphère, du grec qui signifie « sphère colorée », a été donné à cette bande rouge.
Les observations effectuées lors d'éclipses montrent que la chromosphère a une épaisseur d'environ 2 000 à 3 000 kilomètres et que son spectre est constitué de raies d'émission lumineuses, indiquant que cette couche est composée de gaz chauds émettant de la lumière à des longueurs d'onde discrètes. La couleur rougeâtre de la chromosphère provient de l'une des raies d'émission les plus fortes de la partie visible de son spectre, la raie rouge vif provoquée par l'hydrogène, l'élément qui, comme nous l'avons déjà vu, domine la composition du Soleil.
En 1868, des observations du spectre chromosphérique ont révélé une raie d'émission jaune qui ne correspondait à aucun élément connu auparavant sur Terre. Les scientifiques se sont vite rendu compte qu'ils avaient découvert un nouvel élément et l'ont baptisé hélium (d'après hélios, le mot grec pour « Soleil »). Il a fallu attendre 1895 pour que l'hélium soit découvert sur notre planète. Aujourd'hui, les étudiants le connaissent probablement mieux en tant que gaz léger utilisé pour gonfler les ballons, bien qu'il s'avère être le deuxième élément le plus abondant de l'univers.
La température de la chromosphère est d'environ 10 000 K. Cela signifie que la chromosphère est plus chaude que la photosphère, ce qui devrait paraître surprenant. Dans toutes les situations que nous connaissons, les températures chutent lorsque l'on s'éloigne de la source de chaleur, et la chromosphère est plus éloignée du centre du Soleil que ne l'est la photosphère.
La région de transition
L'augmentation de la température ne s'arrête pas avec la chromosphère. Au-dessus se trouve une région de l'atmosphère solaire où la température passe de 10 000 K (typique de la chromosphère) à près d'un million de degrés. La partie la plus chaude de l'atmosphère solaire, qui a une température d'un million de degrés ou plus, s'appelle la couronne. À juste titre, la partie du Soleil où se produit l'augmentation rapide de la température est appelée région de transition. Il ne fait probablement que quelques dizaines de kilomètres d'épaisseur. La figure\(\PageIndex{7}\) résume l'évolution de la température de l'atmosphère solaire depuis la photosphère vers l'extérieur.
En 2013, la NASA a lancé le spectrographe imageur de région d'interface (IRIS) pour étudier la région de transition afin de mieux comprendre comment et pourquoi cette forte augmentation de température se produit. IRIS est la première mission spatiale capable d'obtenir des images à haute résolution spatiale des différentes caractéristiques produites sur cette large plage de températures et de voir comment elles évoluent dans le temps et le lieu (Figure\(\PageIndex{8}\)).
La figure\(\PageIndex{3}\) et le graphique rouge de la figure\(\PageIndex{7}\) donnent au soleil l'apparence d'un oignon, avec des coquilles sphériques lisses, chacune ayant une température différente. Pendant longtemps, les astronomes ont en effet pensé au Soleil de cette façon. Cependant, nous savons maintenant que si cette idée de couches (photosphère, chromosphère, région de transition, couronne) décrit assez bien la situation dans son ensemble, l'atmosphère du Soleil est vraiment plus complexe, avec des régions chaudes et froides mélangées. Par exemple, des nuages de monoxyde de carbone dont la température est inférieure à 4 000 K ont maintenant été découverts à la même hauteur au-dessus de la photosphère que le gaz beaucoup plus chaud de la chromosphère.
La Corona
La partie la plus externe de l'atmosphère du Soleil est appelée couronne. Comme la chromosphère, la couronne a été observée pour la première fois lors d'éclipses totales (Figure\(\PageIndex{9}\)). Contrairement à la chromosphère, la couronne est connue depuis de nombreux siècles : elle a été évoquée par l'historien romain Plutarque et a été discutée en détail par Kepler.
La couronne s'étend sur des millions de kilomètres au-dessus de la photosphère et émet environ deux fois moins de lumière que la pleine lune. La raison pour laquelle nous ne voyons pas cette lumière avant qu'une éclipse ne se produise est la brillance écrasante de la photosphère. Tout comme les lumières vives des villes font qu'il est difficile de voir la faible lumière des étoiles, la lumière intense de la photosphère masque également la faible lumière de la couronne. Bien que le meilleur moment pour observer la couronne depuis la Terre soit lors d'une éclipse solaire totale, elle peut être facilement observée à partir d'un vaisseau spatial en orbite. Ses parties les plus claires peuvent désormais être photographiées à l'aide d'un instrument spécial, un coronographe, qui élimine l'éblouissement solaire de l'image à l'aide d'un disque occultant (un morceau de matériau circulaire maintenu juste en face du soleil).
Des études de son spectre montrent que la couronne est de très faible densité. Au bas de la couronne, il n'y a qu'environ 10 à 9 atomes par centimètre cube, contre environ 10 16 atomes par centimètre cube dans la photosphère supérieure et 10 19 molécules par centimètre cube au niveau de la mer dans l'atmosphère terrestre. La couronne s'amincit très rapidement à des altitudes plus élevées, où elle correspond à un vide élevé selon les normes des laboratoires de la Terre. La couronne s'étend si loin dans l'espace, bien au-delà de la Terre, qu'ici, sur notre planète, nous vivons techniquement dans l'atmosphère du Soleil.
Le vent solaire
L'une des découvertes les plus remarquables concernant l'atmosphère du Soleil est qu'elle produit un flux de particules chargées (principalement des protons et des électrons) que nous appelons le vent solaire. Ces particules s'écoulent du Soleil vers le système solaire à une vitesse d'environ 400 kilomètres par seconde (près d'un million de miles par heure) ! Le vent solaire existe parce que les gaz de la couronne sont si chauds et se déplacent si rapidement qu'ils ne peuvent pas être retenus par la gravité solaire. (Ce vent a en fait été découvert grâce à ses effets sur les queues chargées des comètes ; en un sens, nous pouvons voir les queues des comètes souffler sous l'effet de la brise solaire, comme les chaussettes à vent d'un aéroport ou les rideaux d'une fenêtre ouverte flottent sur Terre.)
Bien que le matériau du vent solaire soit très, très rare (densité extrêmement faible), le Soleil a une superficie énorme. Les astronomes estiment que le Soleil perd environ 1 à 2 millions de tonnes de matière par seconde à cause de ce vent. Bien que cela semble beaucoup, c'est tellement anodin par rapport à l'énorme masse du Soleil qu'il est possible de le négliger lorsque nous étudions le Soleil.
D'où vient le vent solaire ? Sur les photographies visibles, la couronne solaire apparaît assez uniforme et lisse. Les radiographies et les rayons ultraviolets extrêmes montrent toutefois que la couronne comporte des boucles, des panaches et des zones claires et sombres. Les grandes régions sombres de la couronne qui sont relativement froides et calmes sont appelées trous coronaux (Figure\(\PageIndex{10}\)). Dans ces régions, les lignes de champ magnétique s'étendent loin dans l'espace, loin du Soleil, au lieu de remonter à la surface. Le vent solaire provient principalement des trous coronaux, où le gaz peut s'écouler loin du Soleil vers l'espace sans être entravé par des champs magnétiques. Le gaz coronaire chaud, quant à lui, est présent principalement là où des champs magnétiques l'ont piégé et concentré.
À la surface de la Terre, nous sommes protégés dans une certaine mesure du vent solaire par notre atmosphère et par le champ magnétique de la Terre (voir La Terre en tant que planète). Cependant, les lignes de champ magnétique entrent dans la Terre par les pôles magnétiques nord et sud. Ici, les particules chargées accélérées par le vent solaire peuvent suivre le champ jusqu'à notre atmosphère. Lorsque les particules frappent les molécules d'air, elles les font briller, produisant de magnifiques rideaux de lumière appelés aurores boréales et australes (Figure\(\PageIndex{11}\)).
Cette vidéo de la NASA explique et montre la nature des aurores et leur relation avec le champ magnétique de la Terre.
Concepts clés et résumé
Le Soleil, notre étoile, possède plusieurs couches sous la surface visible : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Celles-ci sont à leur tour entourées d'un certain nombre de couches qui constituent l'atmosphère solaire. Par ordre croissant de distance par rapport au centre du Soleil, il s'agit de la photosphère, avec une température comprise entre 4500 K et environ 6 800 K ; de la chromosphère, avec une température typique de 104 K ; de la région de transition, une zone qui ne peut avoir que quelques kilomètres d'épaisseur, où la température augmente rapidement de 104 K à 106 K ; et la couronne, avec des températures de quelques millions de K. La surface du Soleil est marbrée par des courants de convection ascendants sous forme de granules chauds et brillants. Les particules du vent solaire s'écoulent dans le système solaire par des trous coronaux. Lorsque ces particules atteignent le voisinage de la Terre, elles produisent des aurores, qui sont les plus fortes à proximité des pôles magnétiques de la Terre. L'hydrogène et l'hélium constituent ensemble 98 % de la masse du Soleil, dont la composition est beaucoup plus caractéristique de l'univers dans son ensemble que celle de la Terre.
Lexique
- aurore
- lumière émise par les atomes et les ions de l'ionosphère excitée par des particules chargées provenant du Soleil, principalement observée dans les régions polaires magnétiques
- chromosphère
- la partie de l'atmosphère solaire située immédiatement au-dessus des couches photosphériques
- couronne
- (du Soleil) l'atmosphère extérieure (chaude) du Soleil
- trou coronaire
- une région de l'atmosphère extérieure du Soleil qui semble plus sombre parce qu'elle contient moins de gaz chauds
- granulation
- structure semblable à un grain de riz de la photosphère solaire ; la granulation est produite par des courants de gaz remontant légèrement plus chauds, et donc plus brillants, que les régions environnantes, qui s'écoulent vers le bas vers le Soleil
- photosphère
- région de l'atmosphère solaire (ou stellaire) d'où le rayonnement continu s'échappe dans l'espace
- plasma
- un gaz ionisé chaud
- vent solaire
- un flux de particules chaudes et chargées quittant le Soleil
- région de transition
- la région de l'atmosphère du Soleil où la température augmente très rapidement, passant des températures relativement basses qui caractérisent la chromosphère aux températures élevées de la couronne