Quinze millions de degrés, et plus loin il fait plus chaud

D’abord, ce qui égare tout le monde

Trois choses différentes portent le même nom : « température »

Sauter cette section, c’est se condamner à trouver le reste de l’article contradictoire. C’est l’idée la plus importante de toutes.

Dans la vie courante, température et chaleur semblent une seule et même chose. Un four à 200 °C cuit un poulet ; n’importe quoi d’autre à 200 °C brûle la main. Cette intuition fonctionne parce que tout ce que l’on touche habituellement est dense, bourré de particules. Elle cesse complètement de fonctionner dès que l’on quitte la surface du Soleil.

Ce que les physiciens désignent, en réalité, c’est ceci : la température est l’énergie cinétique moyenne des particules d’une substance — en somme, la vitesse à laquelle elles s’agitent. Un gaz dont les molécules vont vite est chaud. Toute la définition tient là. Remarquons ce qu’elle ne mentionne pas : le nombre de particules.

C’est dans cette omission que loge la confusion. Imaginons deux pièces. L’une contient de l’air à 1 000 °C : une fournaise qui tuerait en quelques secondes. L’autre contient six atomes à 1 000 000 °C. La seconde pièce est mille fois plus « chaude » au sens des physiciens, et on n’y remarquerait rien du tout. Six atomes, si vite qu’ils aillent, ne transportent pratiquement aucune énergie totale. Ils ne peuvent réchauffer personne, faute de matière à céder.

C’est exactement le cas de l’atmosphère externe du Soleil. Elle est véritablement à des millions de degrés, et elle est véritablement assez ténue pour qu’une sonde la traverse sans fondre.

Encore un point d’intendance. Les scientifiques mesurent ces grandeurs en kelvins, non en degrés Celsius. Le kelvin a la même amplitude que le degré Celsius ; l’échelle part simplement du zéro absolu plutôt que du point de fusion de la glace, d’où K = °C + 273,15. Aux températures solaires, l’écart est sans objet : 15 700 000 K et 15 699 727 °C énoncent la même chose. Cela ne compte qu’à l’extrémité froide, où la différence entre 3 K et 3 °C est celle qui sépare l’espace profond d’un après-midi frais. Cet article donne les degrés Celsius, et le kelvin là où la littérature scientifique l’emploie.

Enfin, le Soleil possède sa règle graduée naturelle. Son rayon — du centre à la surface visible — vaut 695 700 km, que l’on note R☉ et que l’on lit « R-soleil ». Les astronomes repèrent les positions à l’intérieur de l’étoile en fractions de ce rayon : 0,5 R☉ désigne la mi-distance. Au-delà du Soleil, les distances s’expriment en unités astronomiques : 1 ua = 149,6 millions de km, la distance Terre-Soleil moyenne, terminus de ce voyage.

Tout le trajet en deux graphiques

La carte

Voici la réponse complète, avant qu’on la parcoure en détail. Le premier graphique couvre l’intérieur du Soleil, le second tout ce qui se trouve au-dessus de la surface. Leurs échelles horizontales diffèrent, car l’intérieur s’étend sur 700 000 km et l’atmosphère sur mille fois plus.

Le Soleil est énorme et la gravité tire chacune de ses parties vers l’intérieur. Rien, au milieu, ne le soutient structurellement : ni roche, ni noyau de fer. Ce qui empêche l’étoile de s’effondrer, c’est la pression ; et pour engendrer une pression capable de supporter l’équivalent de 330 000 Terres de matière, le gaz du centre doit être comprimé à environ cent cinquante fois la masse volumique de l’eau et porté à quelque 15,7 millions de °C.

Comprimer un gaz l’échauffe — c’est l’effet qui tiédit une pompe à vélo. La température du cœur solaire est, au fond, celle que l’on atteint inévitablement quand on entasse autant d’hydrogène au même endroit. Elle découle de la masse du Soleil ; elle n’a rien d’un choix.

À ces températures, la matière est un plasma : si chaude que les électrons sont entièrement arrachés à leurs noyaux, ne laissant qu’une soupe de protons nus et d’électrons libres. Il n’y a plus ici d’atomes au sens ordinaire, plus de molécules, et rien qui puisse s’appeler solide, liquide ou gaz tels qu’on les connaît. Bien que treize fois plus dense que le plomb, ce milieu ne ressemble en rien à un métal : c’est un gaz dont les particules n’ont simplement nulle part où aller.

Quinze millions de degrés se trouve être précisément le seuil de ce qui a rendu le Soleil célèbre. Les protons se repoussent électriquement, et fermement. Ce n’est que lorsqu’ils vont assez vite — c’est-à-dire lorsque la température est assez haute — que deux d’entre eux peuvent se heurter assez violemment pour rester accrochés, amorçant une suite de réactions qui fusionne finalement quatre noyaux d’hydrogène en un noyau d’hélium et libère de l’énergie. C’est la chaîne proton-proton, et elle fonctionne à environ 3,8 × 10²⁶ watts.

La réaction est d’une sensibilité exquise à la température — grossièrement en T⁴ dans ce régime —, ce qui explique que la fusion s’éteigne en pratique au-delà du quart le plus interne de l’étoile. Passé 0,25 R☉, où la température est retombée aux alentours de 7,6 millions de °C, on est sorti de la fournaise : 99 % de l’énergie du Soleil naît à l’intérieur de cette limite, dans un volume qui ne représente qu’environ 1,5 % du total.

L’énergie fabriquée dans le cœur doit sortir, et à travers cette vaste région intermédiaire elle voyage sous forme de lumière. Sans grande efficacité, toutefois. Le plasma y est si dense et si opaque qu’un photon parcourt une fraction de centimètre avant d’être absorbé par un électron, puis réémis dans une direction tirée au hasard.

Répétons l’opération un nombre proprement vertigineux de fois et l’on obtient une marche aléatoire : une énergie qui titube vers l’extérieur plutôt qu’elle n’y file droit. Les estimations de la durée du trajet varient selon les hypothèses retenues, mais s’échelonnent de quelques dizaines de milliers à quelques centaines de milliers d’années. La lumière qui tombe aujourd’hui sur une main transporte une énergie libérée par la fusion bien avant qu’il y ait des humains pour s’en réchauffer.

La température chute à travers cette zone d’environ 7,6 millions à 2,2 millions de °C — un écart considérable en valeur absolue, mais faible rapporté à la distance, ce qui est précisément la condition pour que le rayonnement suffise à la tâche. La chaleur n’a besoin que de s’infiltrer. La couche est stable, non brassée, tranquille, et elle renferme l’essentiel de la masse du Soleil.

Cette frontière mérite une mention alors même que rien de spectaculaire n’arrive à la température. En dessous, le Soleil tourne comme un corps solide : tout entraîné d’un bloc. Au-dessus, la rotation devient fonction de la latitude : l’équateur boucle un tour en 25 jours environ, les pôles en plutôt 35.

Deux régions tournant à des vitesses différentes et glissant l’une contre l’autre dans un fluide conducteur de l’électricité : voilà la recette pour étirer et amplifier des champs magnétiques. L’idée dominante est que le cycle magnétique du Soleil — les taches, les éruptions, le rythme de onze ans de l’activité solaire — se fabrique au niveau de cette couche de cisaillement ou dans son voisinage. À retenir : presque tout ce qui arrivera d’étrange à la température, plus loin dans ce parcours, est d’origine magnétique, et c’est vraisemblablement ici que naissent ces champs.

Vers 0,71 R☉, quelque chose change. Le plasma s’est assez refroidi pour que les électrons commencent à se recombiner avec les noyaux et à former des atomes partiels — lesquels absorbent bien mieux la lumière que des noyaux nus. Le milieu devient opaque. Le rayonnement ne parvient plus à évacuer l’énergie assez vite.

Le Soleil change donc de mode de transport. Le plasma chaud monte physiquement, largue sa chaleur près de la surface, se refroidit et redescend — le même brassage que dans une casserole d’eau frémissante ou une lampe à lave. C’est la convection, bien plus efficace que la marche aléatoire des photons ; d’où l’effondrement de la température, de 2,2 millions de °C au bas de la zone à 5 500 °C à son sommet. Quatre-vingt-dix-neuf virgule sept pour cent de la température restante se perd sur le dernier tiers du rayon.

Le sommet de ces cellules de convection est directement observable. Une image du Soleil à haute résolution montre la granulation : une mosaïque mouvante de cellules brillantes bordées de sombre, chacune large d’un millier de kilomètres, chacune vivant une dizaine de minutes. Les centres clairs sont le plasma chaud qui arrive d’en bas ; les sillons sombres, le plasma refroidi qui replonge. La surface du Soleil est, très littéralement, en train de bouillir.

Le Soleil n’a pas de surface au sens où la Terre en a une. Aucune frontière sur laquelle on pourrait se tenir, aucun endroit où le solide céderait la place au gaz. Il y a, à la place, une bande d’altitude assez étroite où le plasma devient enfin assez ténu pour que la lumière s’échappe sans être aussitôt réabsorbée. En dessous, le Soleil est opaque ; au-dessus, transparent. Cette bande est la photosphère — littéralement « sphère de lumière » —, et c’est ce que l’œil enregistre comme le bord du Soleil.

Le fameux chiffre de 5 500 °C (5 772 K) est la température effective : celle qu’il faudrait à un radiateur parfait pour émettre exactement l’énergie que le Soleil émet. C’est un nombre unique tenant lieu de couche qui fait en réalité près de 6 300 °C à sa base et 4 100 °C à son sommet. La photosphère n’est épaisse que de 500 km environ — 0,07 % du rayon solaire —, ce qui explique qu’elle paraisse un bord net depuis 150 millions de kilomètres, et que le Soleil projette des ombres franches.

C’est cette température-là qui compte pour la vie quotidienne. Elle fixe la couleur de la lumière solaire, et donc les longueurs d’onde que les plantes ont appris à récolter et que l’œil humain a appris à voir. Une étoile plus froide paraîtrait plus rouge ; une étoile plus chaude, plus bleue.

À quelque 500 km au-dessus de la surface visible, la température touche son plancher, vers 3 830 °C. Il vaut la peine de s’arrêter sur ce que ce chiffre a de banal à l’échelle solaire et d’absurde à toute autre : l’endroit le plus froid du Soleil reste assez chaud pour faire bouillir du tungstène.

Il est cependant assez frais pour que quelques-unes des molécules les plus résistantes y survivent au lieu d’être disloquées — monoxyde de carbone et vapeur d’eau notamment, détectables dans le spectre solaire. Il y a de l’eau dans le Soleil, au sens où un petit nombre de molécules H₂O intactes existent dans cette mince couche froide et dans les taches.

C’est la charnière de toute l’histoire. Chaque pas vers l’extérieur, jusqu’ici, était un pas vers le bas en température, exactement comme l’intuition l’exige : on s’éloigne de la fournaise. À partir de ce point, chaque pas vers l’extérieur est un pas vers le haut. Cela devrait être impossible. La chaleur ne s’écoule pas spontanément du froid vers le chaud — c’est le deuxième principe de la thermodynamique, et ce n’est pas une suggestion.

La solution, dévoilée dans les deux sections suivantes, est que la chaleur ne s’écoule pas de la photosphère vers la couronne pour la réchauffer. Autre chose achemine de l’énergie là-haut et la dépose directement, en contournant complètement la surface. Cette autre chose est magnétique.

Au-dessus du minimum de température, la tendance s’inverse et la température grimpe régulièrement jusqu’aux environs de 20 000 °C. La chromosphère — « sphère de couleur » — est normalement invisible, noyée par la photosphère sous-jacente, quelque dix mille fois plus brillante. Mais dans les secondes qui encadrent la totalité d’une éclipse de Soleil, lorsque la Lune recouvre exactement la photosphère, un mince liseré pourpre surgit autour du disque noir. Cette couleur est une raie spectrale unique : celle des atomes d’hydrogène émettant à 656 nm.

Ce n’est pas une enveloppe lisse. La chromosphère est une forêt de spicules — des jets de plasma, larges de quelque 500 km, projetés vers le haut à 20 km par seconde, s’élevant de plusieurs milliers de kilomètres et s’effondrant en une dizaine de minutes. À chaque instant, il en existe de l’ordre de cent mille. Ils épousent les lignes de champ magnétique et constituent l’une des voies par lesquelles énergie et matière sont acheminées vers les couches supérieures.

La densité, ici, s’effondre déjà : la chromosphère est peut-être dix mille fois plus ténue que la photosphère. Ce qui compte énormément, car un gaz ténu est facile à chauffer. Versez une quantité modeste d’énergie dans un petit nombre de particules, et chacune finit par se déplacer très vite. C’est le mécanisme qui va maintenant s’emballer complètement.

C’est la falaise verticale du second graphique, et le gradient de température le plus extrême de tout le système solaire. La température est multipliée par une cinquantaine — d’une vingtaine de milliers de degrés à plus d’un million — à travers une couche par endroits épaisse de moins de cent kilomètres. Soit la distance de Paris à Chartres. Sur cet intervalle, le plasma passe de quelque chose comme une flamme très chaude à quelque chose qui émet des rayons X.

Si la couche est si mince, c’est à cause d’un emballement. En dessous d’une certaine température, l’hydrogène conserve son électron, et de tels atomes sont des radiateurs remarquablement efficaces : injectez-y de l’énergie, ils la restituent aussitôt sous forme de lumière, ce qui stabilise la température. Franchissez un seuil, et l’hydrogène s’ionise complètement. Son principal canal de refroidissement se coupe. Le même apport d’énergie n’a plus alors d’autre issue que l’agitation des particules, si bien que la température bondit — et plus elle monte, moins le milieu est capable d’évacuer la chaleur par rayonnement. Il n’existe aucun état stable intermédiaire, et le Soleil n’en occupe donc aucun. Le gaz est soit chromosphérique, soit coronal, avec presque rien entre les deux.

Parler de « région » est flatteur. Ce n’est pas une enveloppe lisse à altitude fixe, mais une frontière froissée, mouvante, qui suit les structures magnétiques sur des milliers de kilomètres vers le haut ou vers le bas et change de forme d’une minute à l’autre.

L’atmosphère externe du Soleil se tient entre un et trois millions de degrés Celsius, soit deux à cinq cents fois plus chaude que la surface qu’elle surplombe. Dans les régions actives, au-dessus des groupes de taches, elle monte plus haut encore ; et lors d’une grande éruption, le plasma peut dépasser les dix millions de degrés — plus chaud que le cœur du Soleil lui-même, atteint dans le milieu le plus ténu des environs.

Et cela ne brûlerait personne, du moins pas par conduction. L’air au niveau de la mer contient environ 2,5 × 10²⁵ particules par mètre cube. La couronne en contient environ 10¹⁵ — dix milliards de fois moins. C’est un vide plus poussé que tout ce qu’un laboratoire terrestre sait produire. Chacune de ces particules file à une vitesse folle, mais elles sont si peu nombreuses que la chaleur totale disponible au transfert est minuscule.

Voilà pourquoi la sonde Parker Solar Probe de la NASA survit à l’intérieur même de la couronne. Son bouclier n’a pas à résister à un million de degrés ; il a à résister à l’intensité de la lumière solaire à courte distance, ce qui est un problème de rayonnement, non de chauffage par contact. Lors de ses passages record, elle est passée à 6,1 millions de km de la surface, soit environ 8,8 rayons solaires du centre de l’étoile, tandis que la face exposée de son bouclier atteignait quelque 980 °C — brûlant, certes, mais quatre ordres de grandeur en dessous de la température du plasma traversé. Derrière le bouclier, les instruments sont restés proches de la température ambiante.

La couronne n’est pas uniforme. Là où les lignes de champ magnétique rebouclent vers la surface, le plasma est piégé en arches brillantes — les boucles incandescentes des images ultraviolettes du Soleil. Là où les lignes s’ouvrent vers l’espace, le plasma s’échappe, laissant des régions plus sombres, plus froides et moins denses, appelées trous coronaux. Ces trous sont les rampes de lancement du vent solaire rapide — l’étape suivante du voyage.

La question ouverte

Pourquoi la couronne est-elle chaude ? Personne n’en est sûr.

Le problème est irrésolu depuis environ quatre-vingts ans, et l’honnêteté commande de dire qu’il le reste.

La contrainte est thermodynamique. La chaleur ne peut pas s’écouler spontanément de la photosphère à 5 500 °C vers une couronne au million de degrés ; la couronne ne peut donc pas être simplement réchauffée par en dessous, ni par conduction ni par rayonnement ordinaire. L’énergie doit être transportée à travers les couches plus froides sans y déposer grand-chose, puis libérée tout en haut. Le seul mécanisme capable de cela est le champ magnétique solaire, qui traverse toutes ces couches et s’ancre dans le plasma convectif en ébullition. L’argument en faveur d’une cause magnétique est solide. Le débat sur le mécanisme magnétique dominant, lui, n’est pas tranché.

Deux familles d’explication rivalisent depuis des décennies, et l’opinion actuelle veut que les deux contribuent :

• Les nanoéruptions. Proposées par Eugene Parker en 1988. La convection remue sans relâche les pieds des lignes de champ, les emmêlant et les tressant. Des lignes emmêlées stockent de l’énergie ; lorsqu’elles cassent et se reconnectent en configurations plus simples, elles la libèrent sous forme de chaleur. Prises isolément, ces bouffées sont minuscules — un milliardième d’une grande éruption, d’où leur nom —, mais si elles se produisent partout et en permanence, leur somme pourrait chauffer la couronne. La difficulté est qu’une nanoéruption isolée se situe à la limite de détection des instruments actuels, voire en dessous, ce qui rend la théorie malaisée à tester directement.
• Le chauffage par les ondes. La surface en convection secoue les lignes de champ comme on pince une corde, lançant vers le haut des ondes — les ondes d’Alfvén en particulier — qui remontent le long du champ. Comme la densité chute très vite avec l’altitude, une onde transportant une quantité d’énergie fixe dans un milieu toujours plus ténu produit des mouvements toujours plus amples, jusqu’à se dissiper en chaleur. De telles ondes ont été observées directement. Reste à savoir si elles transportent assez d’énergie, et si elles la déposent aux bons endroits : la discussion se poursuit.

Les missions récentes ont resserré le champ des possibles sans le refermer. Solar Orbiter, de l’ESA, a photographié d’innombrables petits éclaircissements surnommés « feux de camp » — parents plausibles de la nanoéruption, dont le bilan énergétique reste toutefois à établir. Parker Solar Probe a volé à l’intérieur de la couronne et échantillonné plasma et champs sur place, au lieu de les déduire à distance. Les mesures sont infiniment meilleures qu’il y a dix ans. La réponse, elle, n’est pas encore là.

La couronne est trop chaude pour que la gravité du Soleil la retienne. Au-delà de quelques rayons solaires, le plasma s’échappe purement et simplement, accélérant vers l’extérieur en un flot continu qui emplit le système solaire. Eugene Parker l’avait prédit en 1958, on ne l’a guère cru, et des sondes soviétiques et américaines l’ont confirmé en quelques années. La sonde qui traverse aujourd’hui la couronne porte son nom.

En se dilatant dans un volume toujours plus grand, le vent se refroidit — cette fois de façon ordinaire, exactement comme un gaz qui se détend en sortant d’une bombe aérosol. D’environ un million de degrés près du Soleil, la température des protons tombe aux alentours de 100 000 °C lorsqu’elle atteint l’orbite terrestre. Les électrons sont un peu plus chauds, et le vent rapide plus chaud que le vent lent ; les valeurs mesurées à 1 ua s’étalent sur une plage d’environ 30 000 à 200 000 °C selon le flux et les conditions.

Fait notable, le vent se refroidit plus lentement que la seule détente ne le prédirait, ce qui signifie que quelque chose continue d’y déposer de l’énergie loin du Soleil. Autre question de recherche en cours — et probablement cousine du problème du chauffage coronal.

Mais c’est la densité qui frappe. À 1 ua, le vent solaire est descendu à environ cinq particules par centimètre cube. Un centimètre cube de l’air que l’on respire en contient quelque 2,5 × 10¹⁹. Le plasma qui file devant la Terre à cent mille degrés est de l’ordre de dix millions de millions de millions de fois plus ténu que l’air.

Demander quelle est la température à la distance de la Terre, c’est obtenir trois réponses différentes et toutes exactes — conclusion qui convient assez bien à ce parcours.

Le plasma est à environ 100 000 °C. C’est vrai, et sans rapport avec quoi que ce soit de perceptible, pour la raison posée en ouverture : cinq particules par centimètre cube. Ce chiffre compte pour la charge électrostatique des satellites et pour la physique de la météo de l’espace. Il ne compte pas pour la température en un sens reconnaissable.

Un objet placé là-bas se stabilise vers +5 °C. Voilà le nombre qui gouverne réellement l’expérience. La lumière solaire arrive à la distance de la Terre avec environ 1 361 W/m² — la constante solaire. Un objet absorbe cette énergie, la réémet en infrarouge, et s’échauffe jusqu’à ce que les deux s’équilibrent. Pour une sphère parfaitement noire et uniformément chauffée à 1 ua, le point d’équilibre est 278,6 K, soit environ +5 °C. L’espace, au seul sens qui vaille pour un thermomètre, est à peu près à la température d’une fraîche matinée de printemps.

Les objets réels s’écartent notablement de cette valeur, car l’équilibre dépend de leur pouvoir réfléchissant et de leur rotation. La Terre renvoie environ 30 % de la lumière reçue, ce qui abaisse sa température d’équilibre à quelque −18 °C ; l’effet de serre de l’atmosphère ramène la surface réelle vers +15 °C. Un satellite qui ne tourne pas s’en tire bien plus mal : sa face éclairée et sa face à l’ombre n’ont aucun moyen de partager leur chaleur, et les surfaces de la Station spatiale internationale oscillent entre +120 °C et −150 °C selon qu’elles sont au soleil ou non. La conception thermique des engins spatiaux est pour l’essentiel l’art de gérer cet écart, à coups de radiateurs, d’isolants et de rotation lente.

L’espace vide bute sur −270,4 °C. Retirez complètement le Soleil, isolez un objet de toute étoile et de toute galaxie : il ne pourra toujours pas descendre sous 2,725 K. L’univers est empli d’un faible rayonnement micro-onde, vestige d’une époque située quelque 380 000 ans après le Big Bang, et tout baigne dans ce bain-là. C’est la température la plus basse que l’univers fournisse gratuitement, et c’est le plancher sous tous les chiffres de cet article.

Les preuves

Comment quiconque peut-il savoir tout cela ?

La question est légitime : aucun instrument n’est jamais entré dans le Soleil. Quatre voies de preuve indépendantes convergent, et c’est pourquoi l’on fait confiance aux chiffres.

La spectroscopie — lire la lumière

Les atomes absorbent et émettent la lumière à des longueurs d’onde qui dépendent de leur élément et du nombre d’électrons qui leur ont été arrachés. Comme arracher des électrons coûte de l’énergie, l’état d’ionisation d’un gaz renseigne sur sa température. La largeur des raies fournit une seconde vérification, indépendante : des atomes plus chauds se déplacent plus vite, leur mouvement étale la longueur d’onde par effet Doppler, et la largeur d’une raie mesure donc directement la température.

C’est ainsi que la température de la couronne a été découverte, et l’anecdote vaut d’être racontée. Au XIX^e siècle, lors d’éclipses, des astronomes repérèrent dans la couronne une raie d’émission verte et brillante, à 530,3 nm, qui ne correspondait à aucun élément connu. Ils en postulèrent un nouveau et le baptisèrent coronium. Il fallut attendre le début des années 1940 pour que Bengt Edlén, prolongeant les travaux de Walter Grotrian, l’identifie : non pas un élément inédit, mais du fer ordinaire, dépouillé de treize de ses vingt-six électrons. Infliger cela au fer exige des températures de l’ordre du million de degrés. La couronne nous répétait qu’elle était extraordinairement chaude depuis quatre-vingts ans avant que quiconque sache lire le message.

L’héliosismologie — écouter le Soleil vibrer

Le Soleil oscille. La convection engendre des ondes sonores qui rebondissent en son sein et font vibrer l’étoile entière selon des millions de modes superposés, lesquels se manifestent par de minuscules décalages Doppler rythmés à la surface visible. Parce que la vitesse du son dans un gaz dépend de sa température et de sa composition, et parce que des modes différents pénètrent à des profondeurs différentes, mesurer des millions de ces fréquences permet d’inverser le problème et de reconstituer l’intérieur — à la manière dont les sismologues cartographient le noyau terrestre grâce aux séismes. C’est ainsi que la base de la zone convective a été fixée à 0,713 R☉, et c’est la contrainte la plus forte sur le profil de température interne.

Les neutrinos — un regard direct dans le cœur

La fusion produit des neutrinos qui s’échappent immédiatement du Soleil et atteignent la Terre en huit minutes. Les détecter est extraordinairement difficile, mais des expériences ont désormais mesuré le flux issu des principales réactions proton-proton. Le comptage dépend très fortement de la température du cœur : il en confirme donc la valeur centrale, indépendamment, à environ un pour cent près. Historiquement, le flux mesuré s’était révélé trop faible — le « problème des neutrinos solaires » — et la solution s’est trouvée être que les neutrinos changent de type en vol, découverte relevant de la physique des particules et non du Soleil. Le modèle solaire avait eu raison depuis le début.

Y aller

Depuis 2018, Parker Solar Probe a traversé la couronne à de multiples reprises, mesurant sur place température, densité et champs magnétiques du plasma. Solar Orbiter image le Soleil à courte distance et hors du plan de l’écliptique. Des missions plus anciennes — Ulysses, Wind, ACE, SoHO — échantillonnent le vent solaire depuis des décennies. Tout ce qui se trouve au-delà de la région de transition repose désormais sur des mesures directes, in situ, et non plus seulement sur des déductions.

Référence

Toutes les couches, en un tableau

Pour aller plus loin

Où lire la suite

Classé selon la distance que l’on souhaite parcourir. Tout ce que contient le premier groupe s’adresse à des non-spécialistes.