LESIA - Observatoire de Paris

Les manifestations des champs magnétiques

vendredi 9 janvier 2009, par Jean-Marie Malherbe & Sylvain Cnudde

Les filaments et protubérances

Filaments et protubérances
Filaments et protubérances

Les filaments (« rubans » sombres à gauche) et protubérances (à droite). © Observatoire de Paris

Les filaments (qui sont vus sous forme de protubérances au bord du Soleil) sont des structures magnétisées situées dans la couronne, au dessus de la surface solaire. Leur hauteur peut atteindre 50000 km, et leur longueur plusieurs centaines de milliers de km. Leur température est 100 fois plus faible que celle de la couronne, et leur densité au moins 100 fois plus grande. Si leur matière ne s’effondre pas, c’est qu’elle est soutenue par une sorte de « berceau magnétique » : c’est la force de Laplace, f = j ΛB (par unité de volume, j est la densité de courant électrique, et B le champ magnétique) qui s’oppose à la force de gravité ρg (g accélération de la pesanteur, 275 m/s², ρ masse volumique). Le champ magnétique qui soutient la protubérance évolue, ne serait ce que sous l’influence des mouvements de la surface solaire sous jacente dans laquelle il est ancré : lorsqu’il devient instable, la protubérance peut être éjectée comme le montre le film ci dessous :

Filaments et protubérances
Filaments et protubérances

Les filaments et protubérances peuvent être éjectés suite à une instabilité de leur support magnétique.
Film MPEG © SOHO/EIT HeII 304 Å ESA/NASA

Les éruptions et les instabilités des boucles magnétiques

Le Soleil est dynamique ! Son atmosphère est structurée par des champs magnétiques évolutifs dont la première manifestation constitue les taches. Celles ci sont surmontées par des boucles de champ magnétique particulièrement bien visibles en Ultra Violet (températures coronales de l’ordre de 1O6 K) comme le montrent les extraordinaires images du satellite TRACE.

Boucle magnétique coronale.
Boucle magnétique coronale.

Hauteur voisine de 100 000 km. Les pieds des boucles sont ancrés sous la surface solaire et subissent ses mouvements. © Transition Region And Coronal Explorer NASA

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Evolution d'une boucle magnétique en Hα
Evolution d’une boucle magnétique en Hα

lors d’une éruption solaire. Ces boucles résultent du refroidissement de boucles coronales plus chaudes.
Film MPEG © Observatoire de Paris et Académie Royale des Sciences de Suède, télescope suédois de 50 cm de La Palma

Eruption solaire
Eruption solaire

marquée par l’activation d’un grand nombre de boucles magnétiques coronales à haute température (106K)
film MPEG © Transition Region And Coronal Explorer NASA

Les éjections de masse coronale

A plus grande échelle, le Soleil éjecte vers le milieu interplanétaire des quantités importantes de plasma, avec une fréquence de plusieurs événements par jour en période de maximum d’activité solaire. Ces éjections qui renforcent le vent solaire permanent correspondent à la libération de « bulles » magnétiques formées par un processus de reconnexion magnétique au sommet de boucles magnétiques instables, à l’occasion d’éruptions ou d’instabilités de protubérances ou filaments.

De telles éjections, lorsqu’elles sont dirigées vers la Terre, sont susceptibles de perturber l’environnement terrestre spatial, perturbation dont la manifestation naturelle la plus belle est constituée par le phénomène des aurores boréales (et australes).

Ejections de masse coronale
Ejections de masse coronale

vues par le coronographe C3 de SOHO en lumière blanche
Film mpeg © SOHO/LASCO-C3 ESA/NASA