L'image créée par un ordinateur représente une onde acoustique se réfléchissant à l'intérieur du Soleil (fig.1). Les ondes solaires se déplacent dans le Soleil tout comme le font les ondes sonores dans l'air. La température, la composition et les mouvements profonds de l'intérieur du Soleil influencent la période des oscillations et donnent accès aux conditions de l'intérieur solaire. Trois instruments sont destinés à cette nouvelle science appelée "Héliosismologie": tout comme les sismologues qui étudient l'intérieur de la Terre en mesurant les tremblements de terre, il en va de même pour les physiciens solaires qui étudient l'intérieur du Soleil en mesurant ses ondes.

Le vent solaire et la couronne

L'atmosphère externe du Soleil, la couronne, s'étend jusqu'à plusieurs fois le diamètre solaire. Mais puisque cette couronne est plusieurs millions fois moins brillante que la photosphère, elle ne peut être observée que durant les édipses du Soleil par la Lune. Le Soleil souffle en permanence un plasma magnétisé, le vent solaire, qui est créé par un transfert de chaleur dans la couronne du Soleil. (fig. 2) La couronne est remplie de champ magnétique qui en certaines régions forme des boucles fermées et qui dans d'autres s'ouvre vers l'espace presque radialement. Les régions à champ magnétique ouvert sont plus froides et paraissent plus sombres que celles qui sont fermées: ce sont des "trous coronaux". Ces derniers sont la source des jets rapides du vent solaire. Les mesures obtenues par les instruments de SOHO qui observent la couronne et par ceux qui mesurent la composition du vent solaire permettront de comprendre comment le vent solaire est accéléré.

L'atmosphère du Soleil

Cette image de l'atmosphère solaire, à une température d'environ 100 000 degrés fut obtenue par un spectromètre ultraviolet à bord de la Mission du Maximum Solaire de la NASA. Les fausses couleurs de la figure 3 montrent l'intensité lumineuse émise par les atomes de carbone ionisés 4 fois (c IV), à la longueur d'onde de 1548.15 A. Les grandes boudes sur l'horizon sont maintenues dans la photosphère par des lignes de champs magnétique qui unissent deux polarités magnétiques opposées. Sur la figure 4, la vitesse est codée en bleu lorsque la matière s'approche et en rouge lorsque la matière s'eloigne. SOHO obtiendra des images similaires de la densité et des champs de vitesse à différentes températures.