La zone convective

La zone convective

La dernière couche interne est la zone convective. Cette dernière couche couvre les restant. Elle ne contient que 2% de la masse solaire et la température chute de à . Comme dans le cas d'une casserole d'eau bouillante, la chaleur est tranportée de la base de la zone convective à la surface solaire par le mécanisme de convection. En effet, lorsque la variation 'ou gradient' de température devient trop élevé, le rayonnement ne peut evacuer toute l'énergie et des régions vont être chauffées plus que d'autres. Ces zones plus chaudes vont alors se déplacer vers la surface sous l'effet de la poussée d'Archimède et engendrer ainsi des mouvements de matière déclenchant la convection. Les cellules de convection sont d'ailleurs observables à la surface solaire dans la gamme visible des longueurs d'ondes. C'est la granulation, voir le film réalisé à partir des observation du pic du midi avec un filtre a . La taille d'un granule est d'environ 1 Mm.

A la différence de la zone radiative qui est considérée en rotation rigide, i.e., que la vitesse de rotation est identique quelque soit la latitude, la zone convective présente une rotation différentielle. Les pôles tournent plus vite que l'équateur. La région d'interface entre ces deux couches s'appelle la tachocline. Cette région est particulièrement importante puisque l'on pense que le champ magnétique solaire est généré et amplifié dans cette région. Comme nous le verrons par la suite, le champ magnétique est la base de l'activité éruptive solaire.