Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha 

écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC

Les détails chromosphériques (III)

Les plages faculaires sont des zones brillantes entourant les taches sombres très apparentes en Ha. Elles constituent une partie du réseau des émissions brillantes qui caractérisent la chromosphère. Les plages faculaires sont typiquement 10 fois plus étendues que les taches au-dessus desquelles elles se trouvent. On les trouve presque toujours au-dessus des régions de la photosphère associées à des concentrations du champ magnétique atteignant quelques centaines de gauss. Les plages faculaires apparaissent avant les taches solaires et subsistent après leur disparition, présentant une durée de vie de 40 à 50 jours. Les pages faculaires n'ont pas le même aspect dans la raie de l'hydrogène alpha et dans celle du calcium II K mais elles délimitent évidemment la même région de la chromosphère.

Les plages faculaires Les plages faculaires sont des zones brillantes situées au-dessus des taches sombres. Elles sont en général dix fois plus étendues que les taches et sont associées à un champ magnétique relativement intense. Document U.Oregon.

Les filaments sont des nuages de plasma denses dont la hauteur atteint 50000 km et dont l'épaisseur du profil ne dépasse toutefois pas 7000 km. Les filaments appartiennent à la couronne mais ils absorbent la lumière de la chromosphère, avec laquelle ils partagent plusieurs propriétés physiques. Ils sont en suspension au-dessus de la surface, portés par les boucles du champ magnétique. Emergeant de la chromosphère, les filaments sont donc plus froids et plus sombres que celle-ci. Ils peuvent s'étendre sur toute la longueur du disque solaire.Les filaments forment la limite entre les régions de polarités opposées, exception faite dans les plages complexes et le voisinage des taches.

Les canaux filamenteux sont constitués de fines structures, les fibriles qui s'assemblent en bandes et s'orientent comme les filaments. Bien souvent le canal filamenteux se forme plus tôt que le filament et persiste souvent après sa disparition. Ces canaux filamenteux connectent des segments de filaments distants, des régions actives avec des filaments et quelquefois une région active à l'autre.

Les filaments A gauche une magnifique image du disque solaire photographiée par le télescope EIT de SOHO à 30.4 nm le 4 avril 2000. On distingue un nombre impressionnant de filaments (lignes sombres) et de plages faculaires (zones brillantes). Cliquer ici pour l'agrandir en noir er blanc au format 2032x2032 et découvrir tous ses détails (376 KB). Noter que c'est le même jour que le Soleil éjecta de la matière coronale (CME) qui sera à l'origine des belles aurores que l'on vit sur Terre deux jours plus tard. A droite un filament photographié au moyen d'un filtre Daystar par le constructeur. Documents NASA, Big Bear Solar Observatory (BBSO) et Daystar Filters corp.

Lorsqu'un filament chromosphérique se trouve sur le disque il reste sombre sans trop se détacher de la supergranulation car il est plus froid que la photosphère qui se trouve en-dessous de lui. Mais lorsqu'il se détache sur le limbe du Soleil, le filament devient brillant sur le fond ciel et devient une protubérance. 

A l'image des filaments les protubérances sont en ustentation au-dessus de la surface solaire car elles sont maintenues par les lignes de force du champ magnétique. Elles peuvent ressembler à des langues de feu, des arches ou des boucles, rester près de la surface ou s'étendre à 0.5 rayon solaire pour finir par s'échapper du Soleil et disparaître avec le vent solaire. Le Soleil peut rester calme des heures et des jours et brutalement présenter des éruptions et des protubérances qui évolueront en l'espace de quelques minutes à quelques heures. Lorsqu'un filament ou une protubérance se brise et disparaît, le phénomène est souvent suivi d'une éruption (chromosphérique ou CME) en raison de l'instabilité du champ magnétique.

Les protubérances A gauche l'arche historique apparue le 28 juin 1945 et qui sera reprise dans le film "Sundog Man". A droite un phénomène plus modeste mais spectaculaire et le film accéléré de cette seconde éruption (MOV de 1 MB). Documents HAO et Sacramento Peak.

Les clichés Ha montrent également des fins systèmes de filaments-arches au sein des régions actives. Ils sont petits et sombres car issus de zones très brillantes, signalant l'émergence d'un nouveau flux bipolaire provenant des profondeurs solaires. Ces systèmes évoluent dans une plage faculaire dont l'axe est perpendiculaire à la position de l'arche. Ces sortes de corridors se font plus large avec le temps et laissent entrevoir de temps à autre des filaments et de nouveaux canaux filamenteux.

Rappelons que les plages faculaires sont des centres très brillants où évoluera l'activité solaire. Plus tard, ces centres se scinderont pour donner deux groupes de plages faculaires et deux groupes de taches, correspondants aux deux polarités. Il faut noter que les filaments et les canaux filamenteux s'étendent dans les plages faculaires où ils se courbent selon la structure bipolaire des fibriles qui entourent les centres actifs. Ils n'apparaîtront donc pas au hasard sur la surface du Soleil.

Logiciel à télécharger : Solar Weather Browser (SIDC)

Les protubérances vues par SOHO Image composite de quelques protubérances exceptionnelles capturées par SOHO en ultraviolet à 304Å entre 1997 et 1999. Noter la taille de la Terre en haut à droite. La plupart de ces protubérances dépassaient 100000 km. Cliquer sur les différents quadrants pour agrandir les images en plein écran. Documents SOHO.

Prochain chapitre

Les éruptions chromosphériques