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L'Atmosphère du Soleil


Aperçu
Il n'y a sans doute pas d'intérieur et d'extérieur du Soleil comme il existe l'intérieur et l'extérieur d'un carton à chaussures, par exemple. Mais il existe une région de transition, au-dessus de la zone convective de l'enveloppe solaire de laquelle du rayonnement peut s'échapper vers l'espace environnant, et même vers le reste de l'univers. C'est dans cette région, appelée la photosphère, que l'on peut faire commencer l'atmosphère du Soleil. Une atmosphère, complexe, dans laquelle on reconnaît plusieurs autres couches, lorsqu'on s'élève en altitude : la chromosphère, d'abord, puis la couronne. Cette dernière, très diluée dans l'espace interplanétaire, se prolongeant d'ailleurs fort loin (au-delà des principales planètes) sous la forme de vent solaire, dans un volume appelé l'héliosphère.

Chaque couche de l'atmosphère solaire possède non seulement des caractéristiques globales (gradients de température et de pression, notamment) qui lui lui sont propres, mais aussi des structures observables localement, telles que des taches, des protubérances, etc. Certaines de ces structures sont aussi clairement attachées à une couche donnée, tels les granules de la photosphère et les supergranules de la chromosphère, et elles représentent des éléments stables (ou plutôt stationnaires), caractéristiques de ce que les astronomes appellent le Soleil calme.

Mais d'autres structures, dont l'importance est variable au fil du temps, sont caractéristiques des moments de crise du Soleil, autrement dit du Soleil actif. Et s'il est commode de mentionner encore chacune de ces structures en les rattachant à la couche de l'atmosphère solaire dans laquelle elle prend son plein développement (les taches dans la photosphère, les protubérances dans la couronne, etc.), il convient de noter que l'activité solaire est un tout, et que tous les éléments qui l'expriment sont reliés les aux autres dans le temps et dans l'espace.


Mise en ordre
La photosphère

La photosphère est la région du Soleil que l'on peut observer dans des conditions ordinaires. Elle émet le flot de rayonnement visible qui nous parvient. De ce point de vue, il est possible d'y voir en quelque sorte la surface de notre étoile. Mais cette notion reste peu satisfaisante dans le cas d'un objet constitué de plasma et partiellement transparent. La photosphère apparaît davantage comme une région de transition entre des régions plus profondes que l'opacité de la matière solaire (variable selon la longueur d'onde considérée) empêche d'observer directement, et des régions plus élevées et plus diluées, dont le rayonnement qui nous en parvient se trouve comme noyé par celui de la photosphère. Les astronomes définissent donc plutôt la photosphère comme la basse atmosphère du Soleil. Elle correspond à une couche d'environ 500 km d'épaisseur, et dont la température moyenne est de 5785 K. 

L'assombrissement des bords du disque - Les photographies du Soleil le montrent parfaitement : le bord du disque solaire est moins brillant que ses régions centrales. Cela tient aux trajets plus ou moins longs des rayons lumineux selon leur incidence. Au centre du disque, nous observons la totalité de la lumière émise, depuis la partie inférieure de la photosphère; à la périphérie, seuls nous parviennent les rayons émis des parties les plus hautes de la photosphère. Ce fait permet de comprendre qu'il existe une diminution de la température de la photosphère avec l'altitude. A son sommet (limite inférieure de la chromosphère), elle n'est plus que de 4300 K..
Taches, facules et granules...
Outre l'assombrissement du bord du disque, la photosphère présente diverses irrégularité de brillance. On y décèle çà et là des zones plus claires, appelées des facules, ou plus sombres, les taches solaires, et qui sont des signes épisodiques de ce qu'il est convenu d'appeler l'activité du Soleil. Observée avec un oculaire puissant et par un temps calme, ou encore sur les images à très haute résolution, le disque solaire montre également qu'il est recouvert d'une multitude de petites granulations, ayant des formes très différentes, mais le plus généralement ovales. Ce sont les granules, disséminés sur une espèce de réseau ou de filet plus sombre. 
Les taches du Soleil sont des régions sombres de la photosphère qui apparaissant temporairement sur notre étoile, le plus souvent par petits groupes. Leur étendue peut être très variable. Quelques-unes ont des dimensions considérables, parfois colossales : telle celle signalée en 1858, dont le diamètre égalait près de 18 fois celui de la Terre et qui couvrait 1/36e environ de la surface visible du Soleil. Pendant les seules années 1882 à 1885, cinq mesurèrent de 86 000 à 144 000 km. Les taches ont des durées d'existence également très diverses : un à deux mois en moyenne, quelquefois deux à trois jours, deux à trois heures. Celle de 1840-41 reparut pendant dix-huit mois consécutifs.

Elles ne se produisent pas indifféremment sur tous les points du disque. On en rencontre très rarement aux latitudes supérieures à 40° et la plupart se montrent dans les limites de deux zones symétriques, comprises, pour chaque hémisphère, entre 10° et 35°. Elles changent incessamment de forme et de dimensions et possèdent de petits mouvements propres. Enfin, leur nombre passe par des maxima et des minima très accentués, correspondant à ce qu'on est convenir d'appeler les maxima et les minima de l'activité solaire, et qui se représentent, d'une façon normale et moyenne, d'après les calculs qu'en faisait déjà au XIXe siècle Rudolf Wolf, tous les 11 ans 1/9.

L'assombrissement localisé de la photosphère solaire que représentent ces taches est tout relatif et exprime d'abord le fait que la température y est plus basse. Elle peut ainsi être de 2000 K inférieure à celle des régions environnantes. Ces taches correspondent aux régions où des lignes de champ magnétique (très resserrées) s'extraient du Soleil ou y replongent. En pratique, cela signifie que l'on rencontrera des groupes de taches allant par paires : on a d'un coté des taches d'une certaine polarité magnétique (par exemple pour les lignes "sortantes") à une autre groupe de taches associé et de polarité inverse (pour les lignes "rentrantes").

Les facules* - Les facules sont de petites taches brillantes visibles sur la photosphère solaire, qui ressortent vivement en clair sur le disque lumineux du Soleil et qui accompagnent presque toujours les taches sombres. Elles sont surtout remarquables sur les bords du disque, là où la lumière décroît rapidement. Elles ressemblent assez aux raies d'écume qui sillonnent la surface d'un cours d'eau au-dessus d'une chute et elles ont parfois de 8 à 20 000 km de longueur. Au voisinage des taches, elles affectent souvent la forme de ruisseaux lumineux divergeant de tous côtés. Il en existe toujours autour des taches sombres, et alors leurs changements sont, en général, si rapides et si extrêmes qu'un dessinateur a peine à les suivre. Celles, au contraire, qui sont isolées persistent parfois plusieurs jours sans altération visible. On en rencontre jusque dans le voisinage des régions polaires, mais en très petit nombre. Elles passent par les mêmes variations périodiques de fréquence et d'amplitude que les taches. Elles sont comme les taches solaires liés à des phénomènes d'origine magnétique et se prolongent à plus haute altitude par les plages chromosphériques.


La granulation de la photosphère.
(Crédit: G. Scharmer (ISP, RSAS) et al., Lockheed-Martin Solar & Astrophysics Lab.).

Les granules - Les granules, autrefois appelés grains de riz, se définissent comme les cellules brillantes délimitées par les lignes sombres. Elle sont grandes en moyenne d'un million de kilomètres carrés (deux fois la surface de l'Égypte ou de la Colombie). Ces granules photosphériques évoluent en quelques minutes, et révèlent le bouillonnement permanent qui agite la photosphère. Ils sont l'expression des mouvements de convection par lesquels les couches supérieures de l'enveloppe solaire évacuent leur énergie. Les mouvements de la matière mis en évidence par l'effet Doppler montrent que la matière chaude monte par le centre des granules et retombe, plus froide de quelques petites centaines de degrés, à la périphérie. Un processus qui explique également pourquoi l'éclat est plus important au centre des cellules, et qui est minimal dans les zones interstitielles. 
Il y a encore seulement un siècle, les astronomes croyaient que les granules étaient des (grosses) gouttes de métaux fondus en suspension dans une atmosphère incandescente : d'où le nom de nuage photosphérique que l'on donnait aussi à la photosphère et l'explication que l'on se faisait de son grand éclat. Le motif de cette méprise venait en partie de la spectroscopie qui avait révélé que la plupart des métaux communs existant sur la Terre, notamment le sodium, le bismuth, le magnésium, le chrome, le nickel, le fer, se rencontrent dans ces grains. Thollon y avait aussi signalé du platine. Les autres métaux précieux : l'or, l'argent, le mercure, y font défaut, ainsi que l'étain, le plomb et l'arsenic.
L'étude des mouvements de matière impliqués par les granules a permis de découvrir dès les années 1960 que la photosphère est affectée d'une oscillation permanente d'une période de l'ordre de cinq minutes. Une découverte signant l'acte de naissance de l'héliosismologie. On sait depuis que d'autres étoiles sont affectées par un phénomène comparable.
La chromosphère

La chromosphère est la région de l'atmosphère solaire située immédiatement au-dessus de la photosphère. A la différence de la photosphère, des taches et des facules, la chromosphère n'est normalement visible, à la simple lunette, que pendant les éclipses totales, l'éclat du Soleil empêchant, en tout autre temps, de les discerner. La couche à laquelle correspond cette région a une épaisseur relativement faible (environ 2000 km). Elle est nettement moins brillante que la photosphère; elle présente également une évolution verticale inverse de sa température : avec l'altitude, celle-ci croît entre 4300 K à sa base et 50 000 K environ à son sommet.

 
Les raies chromosphériques

Examinée au spectroscope, la lumière du disque solaire offre un spectre continu; sillonné, des raies sombres découvertes par Fraunhofer. La composante continue dont l'origine est l'émission d'un gaz relativement comprimé, provient des tréfonds de la photosphère. En revanche, la composante discrète du spectre est trouve son origine dans un milieu plus dilué, celui des hautes couches de la photosphère, et plus spécialement de la chromosphère, dans laquelle s'observent aussi des raies brillantes. Ainsi, la couleur rouge vif de la chromosphère est-elle imputable aux atomes d'hydrogène soumis à la transition qui correspond à la raie Halpha (656,3 nm) de Balmer.

Les diverses raies du spectre solaire, qui coïncident exactement, comme, du reste, dans le spectre des autres étoiles, avec les raies brillantes reproduites en laboratoire à partir de nombreux éléments chimiques, démontrent l'existence, à la surface du Soleil, d'une foule de substances terrestres (ou pour être plus exact, elles démontrent l'existence sur Terre de nombreuses substances dont l'origine est stellaire...) : au premier rang figure le fer, dont le spectre forme en quelque sorte la charpente du spectre à raies du Soleil; puis viennent l'hydrogène (raies C, F, G', h), le sodium, (D), le calcium (H, K), le magnésium (b), le nickel, le titane, etc.

Le renversement qu'on observe dans l'intensité de ces raies s'explique par la température relativement basse de la couche de gaz exerçant une absorption élective sur les radiations de la photosphère. L'expérience directe permet, en effet, de reproduire artificiellement cette inversion et prouve qu'une épaisseur extrêmement mince suffit pour l'obtenir. Les premiers astronomes à avoir étudié le spectre solaire en ont ainsi été conduits à assimiler :

"la surface solaire à un bain fluide incandescent, émettant une lumière à spectre continu, à la surface duquel viendraient émerger des matières susceptibles de se volatiliser et de former une couche gazeuse se refroidissant vers l'extérieur."

"La couche gazeuse absorbante, ajoutaient-ils, est invisible à cause de sa minceur; mais la vapeur des éléments plus volatils (hydrogène, sodium, calcium, magnésium, etc.), doit gagner la partie supérieure et produire la chromosphère."

Le spectre des protubérances chromosphériques fournit, en effet, les raies brillantes de ces éléments. On les constate aussi sur le disque lui-même lorsqu'on projette sur la fente du spectroscope l'image d'une tache ou d'une facule. Dans le premier cas, tantôt les raies sombres s'assombrissent encore davantage, comme si le pouvoir absorbant de la couche solaire augmentait, tantôt au contraire certaines raies s'effacent et se renversent : c'est au centre des raies sombres qu'apparaissent alors les raies brillantes de l'hydrogène ou des métaux. Quant aux autres métalloïdes, à l'oxygène notamment, ils sont plus difficiles à mettre en évidence, et ont longtemps parus absents de l'atmosphère solaire.
Supergranules et spicules
Comme la photosphère, la chromosphère possède deux sortes de structures. Les unes, comme ces plages claires que l'on observe aux abords des taches solaires et qui sont des prolongements des facules photosphériques, doivent ici encore être mises en relation avec l'activité solaire. Mais on trouve également au niveau de la chromosphère des structures caractéristiques du Soleil calme, les supergranules et les spicules, qui forment le réseau chromosphérique :
Les supergranules - Ces structures semblent analogues au premier abord aux granules photosphériques. Cependant, leurs dimensions sont beaucoup plus importantes (plusieurs dizaines de milliers de kilomètre de diamètre) et leur durée d'existence est de plusieurs heures. On les désigne ainsi sous le nom de supergranules. Les supergranules chromosphériques sont en réalité très différents des granules photosphériques. Contrairement à eux, il se révèlent en effet très intimement liés aux champs magnétiques du Soleil et leurs variations.

Supergranules et spicules chromosphériques.
(Source : National Solar Observatory).
Les spicules - Dans les régions qui séparent les supergranules, on observe également des haies de jets de matière (relativement froide) qui s'extraient verticalement sur des distances qui peuvent atteindre les 10 000 km. On les désigne sous le nom de spicules. La forme prise par les spicules révèle elle aussi le rôle des phénomènes magnétiques.
La Couronne

La couronne est partie externe de l'atmosphère solaire. Sa température peut atteindre les 2 millions de degrés. Elle est principalement visible lors des éclipses, à l'occasion desquelles elle apparaît comme une grande auréole de lumière laiteuse autour du disque solaire.

Diverses méthodes ont été mises au point pour observer le couronne en dehors des éclipses. Deslandres a ainsi pu, lors de l'éclipse du 16 avril 1893, superposer les spectres de deux régions équatoriales et montrer ainsi, par le déplacement relatif des raies, qu'elle tourne à peu près avec la même vitesse que le Soleil lui-même. Plus tard, la coronographe, inventé par Bernard Lyot en 1930, a permis l'observation de la couronne en créant des sortes d'éclipses artificielles du Soleil (lunette équipée d'un masque de même diamètre apparent que le disque solaire) . la couronne est aujourd'hui observée couramment dans le domaine X depuis des observatoires situés dans l'espace.
Le chauffage de la couronne solaire

Il y a une soixantaine d'années que les astronomes se demandent comment il se fait que la couronne du Soleil, est plus chaude (1 à 2 millions de K) que sa surface (~5800 K). Le simple rayonnement électromagnétique est incapable d'opérer pareil prodige sans violer les lois les plus élémentaires de la physique

Il convient donc d'invoquer un autre processus que le chauffage par rayonnement. Beaucoup d'hypothèses ont ainsi été faites au cours des décennies. Les observations conduites ces dernières années, et plus particulièrement l'immense base d'informations rassemblées à partir des données recueillies par les instruments la sonde Soho, ont permis de constituer des modèles numériques (H. Peter, B. Gudiksen, A. Nordlund, Coronal heating through braiding of magnetic field lines, astro-ph/04095004, 21 septembre 2004) en mesure de synthétiser par ordinateur le spectre en émission de la couronne solaire, et partant de tester enfin les différentes théories en présence.

Dans les seuls modèles réussissent à passer l'épreuve, l'énergie du chauffage provient d'un transfert de l'énergie cinétique de la matière à la surface du Soleil. Les mouvements de la surface tressent et entortillent les lignes de champ magnétique, créant des courants porteurs d'une énergie qui sera finalement dissipée sous forme de chaleur.

Dans le domaine visible, le rayonnement de la couronne provient de la diffusion par les électrons et les poussières qu'elle contient de la lumière en provenance des couches plus profondes de l'atmosphère solaire. L'intensité de cette lumière, qui va en diminuant à mesure que l'on s'éloigne du centre du Soleil, est à peu près égale à celle de la pleine Lune (Phases). On y distingue, d'abord, en contact avec le Soleil, un anneau très brillant, de 15 à 20° de largeur, puis, autour; une seconde région, encore assez vive, enfin, au-dessus dé cette région, l'auréole proprement dite, qui se prolonge à des distances considérables, souvent à plus d'un million et demi de kilomètres. Il s'agit d'une structure de forme irrégulière et variable dans le temps, comme ont pu le constater depuis longtemps les astronomes grâce aux éclipses, qui ont tôt fait de lier ces changements à la période des taches solaires. Très irrégulière et accompagnée de longs rayons, de banderoles, d'aigrettes, aux époques des minima de taches, elle est à peu près régulière au moment des maxima.


Régions internes de la couronne vues en X par le satellite Yohkoh.
La région sombre en haut est un trou coronal.
(Source : Yohkoh Homepage).

Les structures coronales
Plusieurs structures peuvent être identifiées dans la couronne. On citera les panaches qui s'extraient des régions polaires du Soleil et qui sont en relation avec les lignes ouvertes du champ magnétique dipolaire du Soleil. Également en relation avec ces lignes ouvertes du champ magnétique, on remarque aussi de vastes cavités, appelées trous coronaux. Elles représentent des portes ouvertes pour la composante rapide du vent solaire, ce flot de particules diverses (électrons, protons) soufflé par le Soleil dans l'espace interplanétaire. Mais les structures les plus spectaculaires de la couronne sont certainement les protubérances, qui s'élancent loin dans l'espace.


Une protubérance vue de l'espace (Skylab, 1973).
(Source : Caltech).

Les protubérances ou filaments - Les protubérances correspondent à de gigantesques projections de matière, nées dans la chromosphère et qui se développent dans la couronne sous l'effet de champs magnétiques puissants. La latitude moyenne des protubérances suit une marche analogue à celle des taches, tout en se tenant toujours plus voisine des pôles, sans néanmoins dépasser la latitude de 50 ou de 55° N. et S. Elles sont soumises, comme elles aussi, à des minima et à des maxima d'intensité.

Lors des éclipses totales, elles se présentent comme de grands panaches rougeâtres en formes d'arcs ou de boucles, s'étendant dans l'espace sur plusieurs dizaines, voire centaines, de milliers de kilomètres, à partir du disque solaire.
Si l'on s'en tient à leur seule morphologie, on est tenté de les ranger en deux groupes. Les unes sont adhérentes à la surface du Soleil et offrent l'image de fusées, d'arbres, de rochers. Les autres en semblent détachées et présentent des apparences nuageuses. Tantôt c'est une masse houleuse qui se soulève en flammes et langues aiguës, droites on ondulées, convergentes ou divergentes; tantôt ce sont des gerbes, des feux d'artifice, ou encore des panaches ou des tourbillons de fumée.
La plupart des protubérances projettent, lors d'éruptions, d'immenses quantités de matière (éjections coronales) dans l'espace interplanétaire. Plus froides que les régions au-dessus desquelles elles s'élancent, elles apparaissent plus sombres, et se détachent sur le disque en prenant la forme de lignes allongées, larges de quelques milliers de kilomètres, appelées des filaments. Protubérances et filaments sont donc la même chose.
Les protubérances quiescentes - Les protubérances sont généralement associées à des régions actives. Elles semblent trouver leur racine sur les mêmes lieux que les plages chromosphériques, elles-mêmes associées aux taches photosphériques. Elles sont connues sous le nom de filaments de plage. Mais il existe également des protubérances et qui peuvent persister durablement (plusieurs mois) au-dessus de régions calmes. On les désigne sous le nom de protubérances quiescentes. Apparemment indépendantes de l'activité solaire, les protubérances quiescentes conservent un lien avec cette activité, comme le montre leur propension à apparaître en grand nombre à l'approche du maximum du cycle des taches, le long de ceintures situées à des latitudes moyennes.
Les protubérances se prolongent par d'autres structures plus fines très chaudes, appelées des jets coronaux, donnant l'occasion, comme le montre l'image ci-dessous le spectacle d'une fontaine de feu.

Arches coronales au-dessus d'une région active.
(Source : Trace Project, NASA).
Comme les taches, du reste, les protubérances avaient été remarquées, à l'oeil nu, depuis longtemps, mais sans qu'on y attachât une bien grande importance. Ce fut à la suite de l'éclipse de 1842 qu'elles retinrent pour la première fois l'attention des astronomes. Les progrès de la photographie et de la spectroscopie permirent bientôt de les soumettre à une étude sérieuse.
Les astronomes ont ainsi pris conscience de leur gigantisme. Lockyer et Respighi en ont ainsi observé qui s'étendaient jusqu'à 300 000 km de la surface du Soleil, soit la moitié de son rayon. On a perçu la complexité des phénomènes dans lesquels elles s'inscrivent. Et l'on pourrait faire remonter à une observation publiée en 1883 par Young, qui a vu un fragment se détacher et s'élever dans l'espace pendant douze minutes avec, une vitesse d'environ 200 km par seconde, la première éjection coronale répertoriée. Par la suite, Deslandres, Hale et Janssen en ont obtenu des épreuves, excellentes à tous points de vue, en même temps qu'on notait dans leur spectre environ trois cents raies.

Comme les différentes structures situées au-dessus de la photosphère, les protubérances ne sont ordinairement observables que lors des éclipses totale. Diverses techniques ont cependant été mises au point pour pallier cet inconvénient, et l'on ne citera ici que la belle découverte de Janssen et Lockyer, en 1868, qui a permis de les observer en tout temps, grâce au spectroscope : en dirigeant la fente de cet instrument tangentiellement au contour du disque solaire, on voit, chaque fois qu'elle rencontre une protubérance, varier la longueur de la raie brillante de l'hydrogène, qui caractérise ces flammes, et on arrive, en suivant ces variations, à dessiner le contour du soleil tel qu'on le voit les jours d'éclipse totale.

Le vent solaire et l'héliosphère*

La couronne solaire, dont la limite est incertaine, se prolonge à haute altitude par un flux permanent de particules ionisées qui inonde le milieu interplanétaire, le vent solaire. Le domaine du vent solaire, le volume dans lequel il souffle, est appelé l'héliosphère. C'est la région de l'espace dans laquelle est immergé l'essentiel du Système solaire et qui se termine par l'héliopause, une zone d'extension et de forme variable, elle aussi selon l'activité solaire, mais aussi selon les caractéristique du milieu interstellaire environnant. 

Le vent solaire, mis en évidence par l'étude, dans les années 1940, des queues ioniques des comètes par Cuno Hoffmeister puis Ludwig Biermann, est composé essentiellement de protons et d'électrons (auxquels s'ajoutent très minoritairement quelques noyaux d'éléments légers comme l'hélium). Il souffle ordinairement à des vitesses de l'ordre de 300 km par seconde. Prenant son origine dans les régions de la couronne traversées par des lignes de champ magnétique ouvertes (trous coronaux), il est donc très sensible à l'activité magnétique de l'étoile et peut, lors des périodes de crise, souffler en rafales et atteindre des vitesses dépassant les 1000 km par seconde. Émis en période de calme, le vent solaire atteint notre planète en quatre ou cinq jours. Il lui suffit de quelques heures en période de crise. Son interaction avec la magnétosphère de la Terre peut alors être responsable de divers phénomènes plus ou moins appréciés, qui vont des aurores polaires (aussi observées sur d'autres planètes) aux pannes générales des réseaux électriques ou de certains satellites. Un domaine qui est celui d'une discipline émergente : la météorologie spatiale.


Régions externes de l'héliosphère et trajectoires des sondes Pioneer et Voyager.
(Source : Nasa / Pioneer 10-11).

L'héliosphère (ou cavité solaire) - On peut définir l'héliosphère comme la région autour du Soleil dans laquelle souffle le vent de particules qu'il émet, et qui s'étend bien au-delà de l'orbite des planètes géantes du Système solaire
La "jupe de ballerine" - L'héliosphère est structurée par les caractéristiques du vent solaire. Celui-ci s'extrait radialement du Soleil. Mais comme il est constitué de particules électriquement chargées, il s'oriente selon des directions que lui impriment le champ magnétique de notre étoile. La rotation du soleil infléchit ainsi les trajectoires des particules, et font que le vent solaire s'enroulent en spirale dans un plan proche de l'écliptique. Par ailleurs, comme le vent vient dans une large mesure des "trous" qui percent la couronne, il va également être modulé dans une direction à peu près perpendiculaire au plan de l'écliptique. La variation des dimensions et de la position des trous coronaux impriment une composante supplémentaire à la vitesse du vent solaire, "plissant" d'une certaine manière la spirale précédemment définie, et lui donnant l'aspect d'une "jupe de ballerine".
L'héliopause - Très loin au-delà de la région des planètes géantes, à la hauteur de la ceinture de Edgeworth-Kuiper (La Périphérie du Système solaire), le vent solaire faiblit. Il se heurte aux particules du milieu interstellaire qui en bloquent la progression. Il existe alors une limite au-delà de laquelle, la densité de particules en provenance du soleil est inférieure à celle des particules du milieu interstellaire. C'est cette limite qui correspond stricto sensu à l'héliopause. Mais on peut aussi étendre cette définition, et considérer l'héliopause plutôt comme une zone de transition entre le milieu interplanétaire et le reste de l'univers. Il est intéressant, dans cette perpective de noter le rôle que peuvent jouer certaines discontinuités brutales dans le flux de vent solaire, et qui sont appelées des ondes de choc. 
Ondes de choc - La théorie de l'héliosphère permet d'envisager un certain nombre d'ondes de choc, toutes situées au-delà de l'orbite terrestre. On en mentionnera deux : le choc terminal, en premier lieu, dans lequel on peut voir la limite interne de l'héliopause (lato sensu), et qui correspond à la région où le vent solaire cesse d'être animé de vitesses supersoniques; une seconde onde de choc, analogue à une vague d'étrave à l'avant d'un navire, peut également exister dans la direction du déplacement du Système solaire dans la Galaxie.
En bibliothèque - Jean-Claude Pecker, L'atmosphère solaire, PUF, 2000. 

En librairie - Pierre Lantos, Le Soleil en face, Le Soleil et les relations Soleil-Terre, Masson, 1997, tout y est dit en peu de mots et beaucoup de schémas; du même, Le Soleil, PUF (QSJ), 1994.

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