Proéminence solaire

En physique solaire , une protubérance , parfois appelée filament , est une grande structure de plasma et de champ magnétique s'étendant vers l'extérieur à partir de la surface du Soleil , souvent en forme de boucle. Les protubérances sont ancrées à la surface du Soleil dans la photosphère beaucoup plus lumineuse et s'étendent vers l'extérieur dans la couronne solaire . Alors que la couronne est constituée de plasma extrêmement chaud, les protubérances contiennent un plasma beaucoup plus froid, de composition similaire à celui de la chromosphère .

Les protubérances se forment sur une échelle de temps d'environ une journée et peuvent persister dans la couronne pendant plusieurs semaines ou mois, parcourant des centaines de milliers de kilomètres dans l'espace. Certaines protubérances peuvent donner lieu à des éjections de masse coronale . Le mécanisme exact de la génération de protubérances est un objectif permanent de recherche scientifique.

Une proéminence typique s'étend sur plusieurs milliers de kilomètres ; la plus grande jamais enregistrée a été estimée à plus de 800 000 km (500 000 mi) de long, soit environ un rayon solaire .

La première description détaillée d'une proéminence solaire fut publiée au XIVe siècle dans le Codex Laurentien , qui décrivait l' éclipse solaire du 1er mai 1185. Ces protubérances étaient décrites comme des « langues de braises ardentes semblables à des flammes ».

Les protubérances ont été photographiées pour la première fois lors de l' éclipse solaire du 18 juillet 1860 par Angelo Secchi . À partir de ces photographies, l'altitude, l'émissivité et de nombreux autres paramètres importants ont pu être déduits pour la première fois.

Lors de l' éclipse solaire du 18 août 1868 , les spectroscopes ont pu pour la première fois détecter la présence de raies d'émission provenant de protubérances. La détection d'une raie d'hydrogène a confirmé que les protubérances étaient de nature gazeuse. Pierre Janssen a également pu détecter une raie d'émission correspondant à un élément inconnu à l'époque, aujourd'hui connu sous le nom d' hélium . Le lendemain, Janssen a confirmé ses mesures en enregistrant les raies d'émission du Soleil désormais dégagé, une tâche qui n'avait jamais été effectuée auparavant. Grâce à ses nouvelles techniques, les astronomes ont pu étudier les protubérances quotidiennement.

Historiquement, toute structure visible s'étendant au-dessus de la surface du soleil, y compris les spicules solaires , les boucles coronales et certaines éjections de masse coronale , était considérée comme une proéminence solaire. Aujourd'hui, grâce à une meilleure compréhension de la diversité de ces phénomènes, la plupart d'entre eux sont classés séparément, et le mot proéminence est principalement utilisé pour désigner des structures plus grandes et plus froides.

Il existe aujourd'hui un certain nombre de systèmes de classification des protubérances différents. L'un des systèmes les plus utilisés et les plus basiques classe les protubérances en fonction de l'environnement magnétique dans lequel elles se sont formées. Il existe trois classes :

• Les protubérances de régions actives , ou filaments de régions actives , se forment dans les champs magnétiques relativement forts au centre des régions actives . Les protubérances de régions actives ont des durées de vie allant de quelques heures à quelques jours et éclatent plus souvent que les protubérances appartenant aux autres classes. En raison de leur localisation dans des régions actives, les protubérances de régions actives se trouvent généralement dans des latitudes héliographiques basses .
• Des proéminences intermédiaires , ou filaments intermédiaires , se forment entre des régions de plage unipolaires faibles et des régions actives.
• Les protubérances quiescentes , ou filaments quiescents , se forment dans le champ magnétique de fond faible, loin de toute région active. Contrairement aux protubérances de région active, les protubérances quiescentes sont relativement stables et peuvent avoir une durée de vie allant de quelques semaines à quelques mois, d'où le nom de quiescentes . Les protubérances quiescentes sont généralement situées à des latitudes élevées autour de ce qu'on appelle la couronne polaire . De plus, les protubérances quiescentes atteignent généralement des hauteurs beaucoup plus élevées dans la couronne que les protubérances de région active.

Les protubérances de la région active et celles qui ne bougent pas peuvent également être différenciées par leurs spectres émis . Le spectre des protubérances de la région active est identique à celui de la chromosphère supérieure, avec de fortes raies He II mais de très faibles raies de métal ionisé. En revanche, le spectre des protubérances qui ne bougent pas est identique aux spectres mesurés à 1 500 km (930 mi) dans la chromosphère, avec de fortes raies H, He I et de métal ionisé, mais de faibles raies He II.

Les protubérances se forment dans des structures magnétiques appelées canaux filamentaires où elles sont protégées thermiquement de la couronne environnante et supportées contre la gravité. Ces canaux se trouvent dans la chromosphère et la couronne inférieure au-dessus des divisions entre les régions de polarité magnétique photosphérique opposée appelées lignes d'inversion de polarité (PIL). La présence d'un canal filamentaire est une condition nécessaire à la formation d'une protubérance, mais un canal filamentaire peut exister sans contenir de protubérance. Plusieurs protubérances peuvent se former et surgir à partir d'un canal filamentaire au cours de la durée de vie de ce canal. Le champ magnétique constituant le canal filamentaire est principalement horizontal, pointant dans la même direction des deux côtés de la PIL (voir § Chiralité).

Le matériau de la proéminence n'occupe pas toute la largeur du canal du filament ; une région en forme de tunnel moins dense que la couronne, connue sous le nom de cavité coronale , occupe le volume entre la proéminence et l'arcade magnétique sus-jacente.

Les protubérances typiques ont une structure étroite orientée le long du canal du filament, appelée épine. L'épine définit le corps principal supérieur d'une protubérance et se présente généralement sous la forme d'une feuille verticale qui diverge vers la photosphère aux deux extrémités. De nombreuses protubérances ont également des structures plus petites appelées barbes qui divergent de la même manière de l'épine vers la chromosphère et la photosphère. Les épines et les barbes sont toutes deux composées de fils fins qui tracent le champ magnétique de manière similaire aux fibrilles chromosphériques .

Le matériau froid des protubérances qui constitue les épines et les barbes, le noyau des protubérances, est entouré d'une région de transition protubérance-couronne ( PCTR ) où il existe un gradient de température prononcé. La PCTR est responsable de la majeure partie de l'émission optique des protubérances.

Image H-alpha d'un filament de région active montrant une épine, deux barbes et des fibrilles chromosphériques orientées parallèlement au PIL

Au-dessus des canaux filamentaires se trouvent des arcades magnétiques qui peuvent s'étendre de 50 000 à 70 000 km (31 000 à 43 000 mi) dans la couronne. Au-dessus de ces arcades, le champ magnétique coronal fermé peut s'étendre radialement vers l'extérieur, formant ce que l'on appelle un casque de flux magnétique . Ces flux magnétiques peuvent atteindre un rayon solaire ou plus au-dessus de la surface du Soleil.

Les canaux filamentaires et leur proéminence, s'ils sont présents, présentent une chiralité . Lorsqu'il est observé du côté du canal filamentaire avec une polarité magnétique positive, le canal est dit dextre si le champ magnétique horizontal est orienté vers la droite et senestre s'il est orienté vers la gauche. Les canaux dextres ont été trouvés plus fréquemment dans l'hémisphère nord du Soleil et les canaux senestres plus fréquemment dans l'hémisphère sud.

Le champ magnétique orienté horizontalement fait que les fibrilles chromosphériques le long du canal filamentaire se trouvent presque parallèles au PIL et antiparallèles les unes aux autres sur les côtés opposés du PIL. Les directions dans lesquelles ces fibrilles sont orientées dépendent de la chiralité du canal. Du côté du PIL avec une polarité magnétique positive, les canaux dextres ont des fibrilles qui s'écoulent vers la droite et des barbillons qui se dirigent vers la droite, tandis que les canaux senestres ont des fibrilles qui s'écoulent vers la gauche et des barbillons qui se dirigent vers la gauche. De plus, les arcades magnétiques sus-jacentes des canaux dextres sont inclinées vers la gauche, et celles des canaux senestres sont inclinées vers la droite.

Le mécanisme exact qui conduit à la formation des protubérances solaires n'est pas encore connu. Des modèles doivent être capables d'expliquer la formation du canal filamentaire et sa chiralité dépendante de l'hémisphère , ainsi que l'origine du plasma dense qui constitue le noyau de la protubérance.

Certaines protubérances sont éjectées du Soleil lors de ce que l'on appelle une éruption de protubérance . Ces éruptions peuvent avoir des vitesses allant de 600 km/s à plus de 1 000 km/s. Au moins 70 % des éruptions de protubérances sont associées à une éjection de matière coronale dans le vent solaire, appelée éjection de masse coronale .