L'étude présentée ci-dessous a permis de construire, pour la première fois, un modèle tridimensionnel pour la configuration du champ B dans les protubérances, qui non seulement est en accord avec les mesures typiques qui avaient été faites par effet Hanle, mais aussi qui est directement applicable à l'étude de filaments observés.
    Le champ B a été calculé par la reconstruction des champs photosphériques mesurés par SOHO/MDI. Le résultat du calcul a permis d'interpréter un filament observé en Halpha comme l'ensemble des partie concaves des lignes de champ magnétique (appelées ``creux magnétiques'') présentes dans un tube de flux faiblement torsadé. Cette étude a aussi révélé que les extensions latérales (appelées ``pieds'') des filaments sont aussi composées de creux magnétiques. Ces creux sont créés par l'affaissement local du tube de flux et des arcades cisaillées qui l'entourent, dû à la présence de petits tubes de flux magnétique dont la polarité est opposée à celle de leur environnement proche (on les appelle ``polarités parasites''). La distribution continue des creux magnétiques depuis le corps du filament jusqu'à la photosphère forme une ``zone chauve'' (ou ``bald patch'') : le champ B y est tangent à la photosphère.
   Le bon accord obtenu entre les modèles et la morphologie d'un filament observé en Halpha à quatre temps différents au cours d'une même journée (avec le DPSM monté sur le VTT à Tenerife) a permis de valider le type de configuration de B calculée.
 

 Vol virtuel autour et dans le modèle :

    Dans le cas suivant, la modélisation d'un filament (observé en Halpha au SVST à LaPalma) présent dans une région active a été motivée par la nécessité d'interpréter les mouvements de matière observés dans le corps ``S'' et dans le pied ``F'' du filament (voir le film ci-dessous). La reconstruction du champ coronal à partir d'un magnétogramme de Kitt Peak a été efectuée. Elle a là encore montré que le corps et le pied du filament étaient formés de creux magnétiques.
    Comme c'est le cas dans pour de nombreux filaments, l'observation de la dynamique dans le pied du filament suggère qu'une surdensité locale de plasma est animée d'une vitesse verticale ascendente. L'étude de la topologie du champ B au voisinage de la polarité parasite photosphérique associée au pied du filament a montré que cette surdensité était en fait due à une simple superposition d'un grand nombre de creux magnétiques intégrés le long de la ligne de visée, localisés juste au-dessus d'un ``bald patch''.  La reconstruction a donc suggéré qu'il n'y avait pas réellement de surdensité locale dans le pied. De plus, la reconstruction a permis de s'affranchir des effets de projection, ce qui a révélé que les déplacements verticaux apparemment observés étaient vraissembablement horizontaux et alignés avec le champ B.
    Il apparait donc que l'interprétation de mouvements et des structures de plasma observées dans les filaments requiert l'utilisation des reconstructions théoriques.
 

 Mouvements de matière dans le pied ``F''  (courtesy A. van Ballegooijen) :

    Un autre exemple a consisté à prédire la morphologie d'un filament en faisant une reconstruction théorique à partir d'un magnétogramme de Kitt Peak. Dans les cas précédents, l'observation du filament observé en Halpha était utilisé pour choisir les paramètres qui permettent d'effectuer la reconstruction. Dans le cas présent, l'image du filament (observé à l'observatoire de Big Bear) n'a étée révélée qu'après la reconstruction effectuée. Le choix des paramètres a donc été fait selon des critères théoriques seulement.
    L'image ci-dessous montre le résultat de la reconstruction effectuée, en comparaison de l'image du filament observé en Halpha. Le succès de la prédiction a non seulement validé le modèle, mais aussi permis d'en trouver une nouvelle utilité : la possibilité de déterminer l'hélicité du champ B dans les filaments. Ce paramétre est non seulement important du point de vue de l'interaction de nuages magnétisés (résultant de l'éjection de filaments sous la forme de CMEs) avec la magnétosphère terrestre, mais aussi pour contraindre les modèles de production du champ B dans le Soleil par l'effet dynamo.
 

Aulanier G., Srivastava N., Martin S.F., 2000, ApJ 543, 447