La modélisation d'une faible éruption observée en rayons X par Yohkoh/STX et en Halpha (dans le rouge) par le DPSM a permis de calculer la localisation des quasi-séparatrices (QSLs), ainsi que leur épaisseur. Un bon accord a été obtenu entre (1) la morphologie de l'intersection des portions étroites des quasi-séparatrices avec la chromosphère, et (2) de la forme des rubans d'eruptions chromosphériques observés en Halpha (voir les images ci-dessous). L'évolution temporelle des brillances observées a pu alors être interprétée par un scenario de reconnexion magnétique ayant lieu au niveau des QSLs.
 

 Eruption (observée en rayons X par Yohkoh/SXT & en Halpha par le DPSM) :

    De nombreux petits tubes de flux magnétiques entourent la pénombre des taches solaires. Ils sont typiquement animés de mouvements les faisant s'éloigner des taches. Ces tubes de flux peuvent aussi être responsables de phénomènes éruptifs, lorsque leur polarité est du signe opposé à celle de la tache.
    Le rôle de ces tubes de flux a été compris par l'étude de plusieurs observations dont un exemple est présenté ci-dessous. Il a été mis en évidence que dans ce type déruption, la complexité de la topologie du champ B n'est ni due à la présence de points nuls, ni de quasi-séparatrices comme dans le cas ci-dessus. Ici, une séparatrice est présente, et elle est définie par un ensemble de lignes de champ magnétique tangentes à la photosphère. Le lieu photosphérique des points de contact tangentiels est appelé une ``zone chauve'' ou un ``bald patch'' (voir l'image ci-dessous).