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En physique solaire , une boucle coronale est une structure arquée mal définie située dans l' atmosphère solaire . Elle est composée de plasma relativement dense , confiné et isolé du milieu environnant par des tubes de flux magnétique . Les boucles coronales prennent naissance et se terminent à deux points d'ancrage sur la photosphère et s'étendent dans la région de transition et la basse couronne . Elles se forment et se dissipent généralement en quelques secondes à quelques jours et peuvent mesurer de mi) de long
Les boucles coronales sont souvent associées aux champs magnétiques intenses présents dans les régions actives et les taches solaires . Leur nombre varie au cours du cycle solaire de 11 ans .
Origine et caractéristiques physiques
Grâce à un processus naturel appelé dynamo solaire , alimenté par la chaleur produite au cœur du Soleil, le mouvement convectif du plasma conducteur qui le compose crée des courants électriques . Ces courants génèrent à leur tour de puissants champs magnétiques à l'intérieur du Soleil. Ces champs magnétiques se présentent sous la forme de boucles fermées de flux magnétique , torsadées et enchevêtrées par la rotation différentielle solaire (les différentes vitesses de rotation du plasma selon la latitude de la sphère solaire). Une boucle coronale se forme lorsqu'un arc de champ magnétique traverse la surface visible du Soleil, la photosphère , et pénètre dans l'atmosphère solaire.
À l'intérieur d'une boucle coronale, les trajectoires des particules chargées électriquement qui constituent son plasma ( électrons et ions) sont fortement déviées par la force de Lorentz lorsqu'elles se déplacent transversalement au champ magnétique de la boucle. De ce fait, elles ne peuvent se déplacer librement que parallèlement aux lignes de champ magnétique, tendant à s'enrouler en spirale autour de ces lignes. Ainsi, le plasma contenu dans une boucle coronale ne peut s'échapper latéralement de la boucle et ne peut s'écouler que dans le sens de sa longueur. C'est ce qu'on appelle l' état de gel de la magnétohydrodynamique idéale .
La forte interaction du champ magnétique avec le plasma dense présent à la surface et en dessous du Soleil tend à lier les lignes de champ magnétique au mouvement du plasma solaire. Ainsi, les deux points d'ancrage (l'endroit où la boucle pénètre dans la photosphère) sont ancrés à la surface du Soleil et tournent avec elle. Au niveau de chaque point d'ancrage, le flux magnétique intense tend à inhiber les courants de convection qui transportent le plasma chaud de l'intérieur du Soleil vers sa surface. De ce fait, ces points d'ancrage sont souvent (mais pas toujours) plus froids que la photosphère environnante. Ils apparaissent comme des taches sombres à la surface du Soleil, appelées taches solaires . Les taches solaires se forment généralement sous les boucles coronales et se présentent souvent par paires de polarités magnétiques opposées : le point où la boucle de champ magnétique émerge de la photosphère correspond à un pôle magnétique Nord , et celui où elle pénètre à nouveau dans la surface correspond à un pôle magnétique Sud.
Les boucles coronales présentent une grande variété de tailles, de l'échelle minimale observable (< 100 km) à 10 000 km. Il n'existe actuellement aucune théorie consensuelle définissant les limites d'une boucle, celle-ci étant intégrée à une couronne générale fortement magnétisée. La température des boucles coronales varie considérablement le long de leur axe. Les boucles dont la température est inférieure à 1 mégakelvin (MK) sont généralement qualifiées de froides ; celles dont la température est proche de 1 MK, de tièdes ; et celles dont la température est supérieure à 1 MK, de chaudes. Naturellement, ces différentes catégories rayonnent à des longueurs d'onde différentes.
Un phénomène apparenté est le tube de flux ouvert , dans lequel les champs magnétiques s'étendent de la surface loin dans la couronne et l'héliosphère ; ceux-ci sont à l'origine du champ magnétique à grande échelle du Soleil ( magnétosphère ) et du vent solaire .
