La couronne solaire est la couche la plus externe de l'atmosphère duSoleil. Cette masse gazeuse s'étend sur près de dix millions de kilomètres (environ 14 fois le rayon du Soleil) au-dessus de la surface solaire (photosphère)[1]. Lors d'uneéclipse totale de soleil, elle apparaît autour dudisque lunaire noir comme un anneau lumineux au pourtour irrégulier[2]. Alors que la température du centre du soleil est de seize millions dekelvins[3], elle est de l'ordre du million dans la couronne solaire qui est unplasma[4]. La température élevée de la couronne solaire a été, pour la première fois, mise en évidence en 1942 parBengt Edlén,astrophysiciensuédois, qui étudiait lesraies spectrales observées dans l'atmosphère du soleil[2],[5].
Latempérature de la couronne solaire est extrêmement élevée : en contraste avec les5 800K de la surface solaire et les7 000K de lachromosphère (une fine couche qui sépare la surface de la couronne), elle atteint deux millions de kelvins[3],[4]. Ce phénomène d’élévation considérable de température à mesure que l'on s'éloigne de la surface du Soleil n'est pas totalement élucidé. Il s'explique cependant, en partie, par l'existence de jets deplasma appelés « spicules » et diffusés de la surface vers les hauteurs atmosphériques à une vitesse variant de50 à100km/s[6]. Lasonde Parker Solar Probe, lancée le[7], depuiscap Canaveral, enFloride, par laNASA, et qui a pour mission d'observer l'astre solaire pendant sept ans, devrait permettre de lever le mystère[8],[9].
Les mécanismes nécessaires pour chauffer la couronne solaire ont été longtemps attribués à la présence de boucles dechamp magnétique, appelées « boucles coronales »[10]. Ces boucles passent par les pôles du Soleil et s'étirent à travers la couronne solaire. Elles ont la capacité de libérer de grandes quantités d’énergie, ce qui fait qu'elles jouent un certain rôle dans le chauffage de la couronne solaire[10].
Au début des années 2010, des observations obtenues par le satellitejaponaisHinode démontrent que le rôle des boucles coronales dans le chauffage de la couronne solaire n'est pas déterminant[10]. Selon une publication d'astrophysiciens de l'université Columbia, le chauffage de la couronne solaire serait le résultat desondes d’Alfvén, d'autres ondes électromagnétiques émises par le Soleil[10].
D'autre part, la couronne solaire est constituée degaz fortementionisé, ouplasma, d'unedensité extrêmement faible (environ 1012 fois moins dense que la photosphère)[4],[11]. Du fait de sa température élevée, ce plasma émet notamment durayonnement dans l'extrême-ultraviolet.
Cette couronne est divisée en deux couches : la couronne K et la couronne F[12],[11]. La couronne K pourkontinuierliche Korona (couronne continue) tient sa luminosité de ladiffusion Thomson. La couronne F pour couronneFraunhofer est principalement éclairée selon le spectre desraies de Fraunhofer. Comme la luminosité de la couronne K diminue avec l'élongation, laluminosité de la couronne F devient dominante à partir d'une élongation d'environ quatrerayons solaires[13]. Lalumière zodiacale est une manifestation aisément observable de la couronne F.
La couronne solaire avec ses traînées coronales qui s'étirent, ainsi que les protubérances solaires le long du limbe de la Lune éclairée par leclair de Terre, lors de l'éclipse solaire totale le 21 août 2017 dans leWyoming.
Dans la partie visible duspectre électromagnétique, la couronne ne peut être observée que lors d'éclipses totales de Soleil ou en utilisant uncoronographe, car son rayonnement atteint à peine un millionième de celui de laphotosphère dans ce domaine delongueur d'onde. Du fait de sonémission dans l'extrême-ultraviolet (EUV) ; il est possible de l'observer en permanence avec des instruments embarqués sursatellites.
Laradioastronomie permet aussi l'étude de la couronne en mesurant les ondes radio qu'elle émet. Même si la relation Fréquence radio/altitude dans la couronne solaire n'est pas simple (dépendance à ladensité électronique) : en première approximation, plus la fréquence d'observation est élevée, plus on est proche de lasurface du Soleil. Des observations à quelques dizaines deMHz (domaine décamétrique) permettent d'observer la haute couronne, au-delà d'un demi-rayon solaire d'altitude (plus de 350 000 km). Dans la gamme de la centaine de MHz (domaine métrique), on observe des régions entre0,1 et 0,4rayon solaire d'altitude (de70 000 à 280 000km). En centimétrique, on est proche de la surface.
Leradio-héliographe de Nançay permet, depuis sa dernière cure de jouvence en 1996, de fairedirectement (par simpletransformée de Fourier 2D) descoefficients de Fourier (Visibilités) mesurés par les paires d'antennes intercorrélés, puis anamorphose, des cartes 2D de la couronne jusqu'à dix bandes de fréquence dans la gamme150 à 450MHz à unefréquence temporelle rapide : jusqu'au dixième de seconde par carte et par fréquence.
Lesétoiles autres que leSoleil peuvent aussi développer une couronne. Souvent détectées grâce à des observations parsatellite dans le domaineX, elles sont associées à la présence dechamps magnétiques[14]. Pour certaines classes d'étoiles, en particulier lesétoiles jeunes pour lesquelles la production d'unchamp magnétique est particulièrement efficace (du fait de leurrotation rapide), l'émission coronale peut être beaucoup plus intense que sur leSoleil.
