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Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha

Les protubérances (IV)

Parmi les phénomènes les plus spectaculaires visibles en hydrogène alpha (ou pendant les éclipses totales de Soleil ou au moyen d'un coronographe), les protubérances comptent parmi les sujets les plus appréciés du public et les plus photogéniques comme on le voit ci-dessous. Mais étant donné qu'il s'agit de phénomènes dynamiques par excellence dont l'évolution est discernable en quelques minutes, les décrire sans présenter quelques films en accéléré serait passer à côté de l'essentiel. Plusieurs vidéos déposées sur YouTube sont donc présentées ci-dessous afin d'illustrer leur réelle dimension.

A voir : Protubérances en boucle à 171/304 Å - 304 Å - 304 Å du 10-11 sept 2017

A gauche, une protubérance éruptive photographiée par le satellite TRACE à 171 Å le 19 septembre 2000, l'année du maximum du Cycle 23. Au centre, une protubérance en boucle apparue au-dessus de la région active AR 2673 s'éloignant vers la face cachée du Soleil photographiée le 10 septembre 2017 vers 22h TU, quelques heures après les éruptions chromosphériques et les CME émises par la même région. Voir également les vidéos ci-dessus. Photo prise par Holly Mae-Connolly avec une lunette solaire Lunt Engineering de 102 mm de diamètre équipée d'un filtre Daystar Quark et d'une caméra CCD ZWO ASI 174MM. A droite, une protubérance quiescente photographiée le 10 septembre 2017 vers 14h30 TU par Paul Andrew au foyer d'une lunette solaire Lunt LS152THa f/6, d'une Powermate 2.5x de Tele Vue et d'une caméra CCD FLIR (PGR) Flea3.

Qu'est-ce qu'une protubérance solaire ? A l'image des filaments, les protubérances sont de même nature mais qualifient uniquement les formations solaires qui se détachent sur le limbe et s'étendent dans la couronne. Les protubérances sont des concentrations de matière dont la température varie entre 8000 et 10000 K alors que la basse couronne dans laquelle elles évoluent présente une température varianrt entre 1 et 20 millions de degrés selon l'altitude. La matière des protubérances est un plasma, c'est-à-dire un gaz neutre composé d'hydrogène et d'hélium mélangé à des particules chargées électriquement (protons, ions et électrons).

Une protubérance se développe en l'espace d'une journée et les plus stables peuvent persister dans la couronne pendant plusieurs mois. Les scientifiques recherchent toujours à comprendre comment et pourquoi les protubérances se forment. Elles émergent de la surface solaire, généralement dans les régions actives (taches sombres) et restent un certain temps en suspension dans la basse couronne, glissant le long des lignes de force du champ magnétique générées par la dynamo interne du Soleil.

A gauche et au centre, deux protubérances enregistrées par Jean-Philippe Cazard respectivement le 7 juillet 2016 (gauche) et le 15 août 2016 entre 16:08-16:43 TU (centre) au moyen d'une lunette Bresser de 127 mm f/5 équipée d'un filtre Daystar Quark avec filtre anti-UV/IR et muni d'une caméra CCD ZWO ASI 174MM. La protubérance torsadée au centre s'éleva à plus de 500000 km d'altitude. A la surface de la chromosphère, les spicules se déplacent à 100 km/s et atteignent 9000 km d'altitude. Cliquer sur les images pour lancer les animations (GIF de 11 et 7 MB soit pratiquement deux heures d'acquisitions et 250 images). A droite, une éruption de classe C dans la région active AR 2673 photographiée le 10 septembre 2017 par Pete Lawrence. Il utilisa une lunette Vixen FL102S de 102 mm f/9 équipée d'un filtre Daystar Quark Chromosphère et d'une caméra CCD ZWO ASI 174MM. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 5.1 MB) couvrant 21m34s d'activité.

Les protubérances sont en moyenne dix fois plus grandes que la Terre. Comme on le voit ci-joint, elles peuvent ressembler à des langues de feu, des plumes, des arches, des haies, des colonnes verticales, se torsader, former des boucles, rester près de la surface et retomber sous leur propre poids ou s'étendre jusqu'à 0.5 rayon solaire et finir par s'échapper du Soleil lorsque le champ magnétique se brise ou lorsque leur vitesse est très élevée. Elles sont alors emportées entre 200 et 1200 km/s par le vent solaire et percutent la magnétosphère de la Terre environ 2 jours plus tard en y produisant parfois certains effets électromagnétiques. On y reviendra.

Le Soleil peut rester calme pendant des jours et brutalement présenter des protubérances pendant plusieurs jours consécutifs. On parle de protubérance éruptive lorsque cette structure devient instable et éclate en libérant le plasma. Lorsqu'un filament ou une protubérance se brise et disparaît, le phénomène est souvent accompagné d'une éruption chromosphérique et parfois d'une CME (voir page suivante) et d'intenses émissions radioélectriques en raison de l'instabilité locale du champ magnétique.

Ces différents comportements et la structure très variable des protubérances ont fait l'objet d'une classification sur base visuelle en fonction de leur forme et de leur dynamique. Les éruptions ont également fait l'objet d'un classement sur base de leurs propriétés électromagnétiques et notamment de leurs émissions radioélectriques.

A voir : Our Mr. Sun, F.Capra, 1956

A gauche et au centre, l'arche historique apparue le 4 juin 1946 photographiée avec le coronographe Climax de l'Observatoire HAO du Colorado. Elle s'éleva à 200000 km d'altitude à 1.7 km/s (6400 km/h) avant de se disperser au bout d'une heure. Cet évènement rare fut repris en 1956 à des fins éducatives dans le film "Our Mr. Sun" (séq. 20:19) de Frank Capra commandé par les Laboratoires Bell. A droite, une protubérance plus modeste mais spectaculaire dont voici le film en accéléré (.QT de 1 MB). Documents HAO et NSO/Sacramento Peak.

Si les éruptions et les protubérances apparaissent presque quotidiennement à la surface du Soleil sous différentes intensités, du fait que l'apparition des protubérances dépend de l'activité magnétique, elles seront plus nombreuses et plus fréquentes à l'approche du maximum du cycle solaire (2002, 2015, 2027, etc). Mais même aux alentours du minimum, on peut observer de temps en temps des protubérances gigantesques comme celle présentée ci-dessus à gauche apparue en 1946, peu après le minimum du Cycle 17 (survenu en 1945) et ci-dessous entre 1997 et 1999 peu après le minimum du Cycle 22 (survenu en juillet 1996) ainsi que des éruptions chromosphériques (voir plus bas) très violentes, de classes M et X, comme ce fut le cas en 2005 et en 2017, moins de deux ans avant respectivement le minimum des Cycles 23 et 24.

Cette activité étant permanente et le Soleil généralement visible à toute heure de la journée, c'est donc un sujet très accessible et très intéressant à observer, en particulier en hydrogène alpha. C'est d'ailleurs pour cette raison que plus d'un astronome amateur vont diront qu'ils utilisent plus leur lunette astronomique durant la journée que durant la nuit.

Logiciel à télécharger : Solar Weather Browser (SIDC)

Eruption du 14 Septembre 1999
Eruption du 14 Septembre 1997

Image composite de quelques protubérances exceptionnelles capturées par SOHO en UVE à 304 Å (He II) entre 1997 et 1999 alors que nous avions à peine franchi le minimum du Cycle 22 survenu en juillet 1996. 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. Documents SOHO.

Si les protubérances sont parfois spectaculaires, les éruptions chromosphériques sont bien plus violentes et s'accompagnent également de protubérances quelquefois exceptionnellement vastes et brillantes.

Les éruptions chromosphériques

Les éruptions chromosphériques (flares en anglais) mériteraient qu'on leur consacre tout un dossier tellement elles couvrent un vaste champ d'activités et de rayonnements divers dont les mécanismes sont très intéressants à étudier. Si les professionnels ont le loisir de les étudier à travers tout le spectre, l'amateur peut également les observer en hydrogène alpha.

Ces éruptions consistent en d'énormes explosions de plasma dans les régions actives portant durant quelques minutes la matière à plusieurs millions de degrés et libérant en moyenne une énergie de 1022 Joules. Quelquefois l'éruption est 1000 fois plus intense, atteignant un niveau d'énergie de 1025 Joules (~1032 ergs) équivalent à dix milliards de mégatonnes de TNT soit 2 millions de fois l'arsenal nucléaire mondial (~ 20 Gt de TNT en 1968) ! Cette énergie phénoménale correspond à quelque 1010 eV/nucléon et équivaut à un flux dont la puissance est de 10-3 Watts/m2 pour une éruption de classe M qui peut-être multipliée par 10 et plus (> 10-4 Watt/m2) pour une éruption de classe X, une énergie qu'il faut reporter sur une surface souvent des dizaines de fois plus grande que celle de la Terre !

A voir : Éruption chromosphérique de classe X9.3 du 6 sept. 2017

 171 Å  -  193 Å  -  211/193/171 Å  -  1600 Å  -  HMI-Hi

Five X-class Flares (AR 12192, 2014), NASA

Base d'images et vidéos de SDO - Top 50 solar flares, Spaceweather

Deux éruptions chromosphériques majeures observées par le satellite SDO en UVE à 131 et 171 Å dont l'éclat signale l'émergence d'un intense flux de matière et de particules très énergiques. A gauche, l'éruption de classe X9.3 du 6 septembre 2017 survenue entre 11h53-12:02 TU dans la région active AR 2673. Ce fut la plus importante depuis celle du 7 septembre 2005 (classe X18). A droite, l'éruption de classe M8.1 du 8 septembre 2017 dans la même région active. C'était la sixième éruption intense depuis le 4 septembre 2017. Cette région active émit 4 éruptions de classe X et 26 éruptions de classe M en trois semaines et fut à l'origine de l'émission de trois CME les 4, 5 et 6 septembre 2017. Ces CME furent à l'origine d'aurores (Kp = 8) les 7-8 septembre 2017 et d'un black-out radio qui atteignit son maximum le 11 septembre 2017 avec une absorption des signaux ondes-courtes entre 40-70 km d'altitude (couche D) de 35 dB en V/UHF et en HF jusque 15 MHz ou 15 m alors que généralement cela n'affecte pas les bandes en dessous de 30 MHz ou 10 m (cf. cette carte du SWPC). Voir également les vidéos ci-dessus.

Ces éruptions sont visibles dans différentes raies spectrales, en particulier en UVE comme on le voit ci-dessus, en Hα et Ca II K où elles sont cependant un peu plus faibles mais toujours très brillantes. A l'occasion, on peut également observer une surbrillance en lumière blanche mais l'effet est peu visible, même pour la classe X comme on le voit sur la vidéo ci-dessus (HMI-Hi) de l'éruption de classe X9.3 du 6 septembre 2017. On peut l'anticiper si auparavant on a été informé de l'apparition d'une éruption chromosphérique sinon dans un petit télescope on risque de la confondre avec un effet de la turbulence bien que l'éruption soit plus lente.

Dans le spectre radio, l'éruption de classe X9.3 du 6 septembre 2017 présentée ci-dessus atteignit une densité de flux de 12000 sfu ou 1.2x108 Jy à 10.7 cm de longueur d'onde, soit 26 fois plus qu'une éruption de classe X2, avec des sursauts d'émissions radioélectriques de Type II puis de Type IV quelques minutes plus tard. A 12h12 TU, la vitesse du vent solaire atteignit 1962 km/s, une valeur rarement atteinte. Ce pic d'émission n'a duré que 3 minutes.

Une éruption chromosphérique peut durer entre quelques secondes et plus d'une heure, les plus intenses diminuant progressivement en l'espace d'une demi-heure à quelques heures. Ces éruptions ont également une origine magnétique et se développent surtout dans les régions actives, c'est-à-dire dans les groupes de taches bipolaires en évolution, au voisinage de la ligne qui sépare les taches de polarités magnétiques opposées. Cette augmentation caractéristique de l'éclat de la surface s'explique en partie par l'augmentation de la densité de la matière à un niveau plus élevé de l'atmosphère, les champs magnétiques coronaux piégeant l'énergie radiante et thermique. On y reviendra.

A voir : Eruption de classe X9.3 du 6 septembre 2017 par SDO

Gros-plan sur l'éruption de classe X9.3 à 1700 Å

A consulter : Events of the solar flare of September 6, 2017, The Event Chronicle

A gauche, l'éruption chromosphérique de classe X9.3 apparue le 6 septembre 2017 dans la région active AR 2673 photographiée en Hα par Philippe Tosi avec une lunette Istar Optical de 204 mm f/10 équipée d'une Barlow 1.8x, d'un filtre PST de 1 Å et d'un filtre de réjection BF-15. Il s'agit du compositage de 20 images prises avec une caméra CCD Basler 1920-155. A droite, une éruption de classe M6.5 dans la région AR 12371 enregistrée le 22 juin 2015 grâce au télescope solaire de 1.6 m (NST) du Big Bear Solar Observatory. La résolution est <500 km soit ~0.7". Cliquer sur l'image pour charger l'animation GIF de 30 MB. Document BBSO. A droite, le genre de "jam" ou parasites qu'on peut observer sur les images prises par SOHO lorsqu'une éruption de classe X ou une CME la touche de plein fouet comme ce fut le cas en ce 14 juillet 2004 à 13h28 TU. Si ce genre d'incident se répète, cela peut endommager les circuits électroniques et mettre le satellite en panne.

Comment se forme une éruption chromosphérique ? Sous l'effet des champs magnétiques et des mouvements convectifs qui agissent sous la photosphère, la matière devient localement des milliers de fois plus dense. La pression qui en résulte a pour effet d'éjecter le gaz hors de la surface à des vitesses relativistes proches de la moitié de celle de la lumière. Les particules atomiques et les électrons piégées par ce confinement sont accélérées par le champ magnétique intense qui devient instable, forme des boucles et perce la surface.

Pendant les éruptions, les électrons libres entrent en collision avec le gaz ambiant avec lequel ils doivent partagent leur énergie cinétique. Si le champ magnétique coronal peut stocker une partie de cette énergie, au-delà d'un seuil critique l'énergie est libérée sous forme thermique ce qui explique pourquoi la matière de la chromosphère d'ordinaire chauffée à quelques milliers de degrés est portée à près de 20 millions de degrés dans la basse couronne. Cette phase très chaude engendre une importante quantité de rayonnements électromagnétiques, des rayons gamma, X, ultraviolets et des particules de forte énergie (protons et électrons) ainsi que des photons, la lumière vive que nous observons. Une certaine quantité d'électrons très énergiques parviennent jusqu'à la couronne où ils excitent les couches successives en émettant des ondes radios caractéristiques.

A voir : La surface du Soleil comme vous ne l'avez jamais vue

Films enregistrés par l'observatoire orbital SDO de la NASA entre 2010 et 2013

Un peu de pluie sur le soleil, 19 juillet 2012, 12h30

Éruption M7.7 en boucle photographiée en time-lapse par SDO à 304 Å durant plus de 9 heures

Le ballet d'une éruption torsadée, 31 déc 2012

A gauche, une extraordinaire éruption de classe X5.7/B3 dont voici la vidéo à 195 Å (.QT de 6.6 MB) prise par TRACE qui s'est manifestée le 14 juillet 2000 à 10h03 TU au-dessus de la région active AR 9077. Un filament situé au centre a déstabilisé la région et s'est élevé au-dessus de la surface. Suite à cette éjection de matière portée à 1 million de Kelvin, une arche magnétique s'est soulevée emportant la matière qui s'est lentement refroidie en retombant. L'image couvre 230000 x 170000 km; on alignerait 20 fois la Terre dans la longueur de la boucle ! Les caméras furent bombardées de protons lourds durant plus de 8 heures consécutives comme en témoignent les dernières images de la séquence vidéo enregistrée entre 9-18h TU (AVI de 2.5 MB). Cette éruption fut baptisée "Bastille Day". A droite, l'extraordinaire boucle apparue lors de l'éruption modérée de classe M7.7 le 19 juillet 2012 photographiée par SDO à 304 Å. Très spectaculaire, elle dura plus de 9 heures (voir la vidéo ci-dessus). On pourrait placer plus de 7 fois la Terre sous la plus grande arche ! L'évènement qui se déroulait dans la région active AR 1520 fut associé à une CME. Voici la photo et l'animation en time-lapse réalisées par Jean-Pierre Brahic le même jour. D'autres vidéos de cette éruption sont présentées sur le site de la NASA.

Ces éruptions apparaissent comme des taches blanches sur les photographies en Hα en raison de leur intensité en rayons X qui provoque un transfert d'énergie sur la matière qui, devenue instable émet des photons pour retrouver un état plus stable. Les éruptions les plus intenses sont de classe X, suivies des éruptions de classe M, C, B, et A. La différence d'énergie d'une classe à l'autre est d'un facteur 10. Consultez le tableau des indices géomagnétiques et solaires pour les détails de ce classement.

Les émissions X et radioélectriques se produisent quelques dizaines de secondes avant l'éruption et sont souvent précédées par la rupture d'un filament, ce qui tend à confirmer que le champ magnétique joue ici un rôle prépondérant. Rappelons que toutes les éruptions chromosphériques sont associées à des filaments.

Les éruptions chromosphériques se prolongent dans la basse couronne et peuvent occasionnellement provoquer des éjections de plasma plus ou moins violentes comme ci-dessus ou des éjections de matière coronale lorsque le champ magnétique devient instable suite à l'injection d'énergie de plus en plus élevée faisant exploser l'arche de plasma. L'image de gauche prise en UVE à 171 Å représente une éruption de plasma de classe M8 survenue le 9 novembre 2000 (l'année du maximum du cycle solaire). Au centre, l'éruption d'une boucle d'Hudson le 29 août 1992. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (MPEG de 540 KB). A droite, des boucles de plasma observées en 2009. Une séquence de cette éruption est présentée sur YouTube (séq.2:59). Documents TRACE.

Dans le cadre des missions spatiales et principalement des missions lunaires et des activités extra-véhiculaires (EVA), ces éruptions chromosphériques sont très dangereuses pour les astronautes par l'intensité des rayonnement ionisants qu'elles véhiculent. Pour éviter tout risque d'irradiation ou de dommage génétique, les responsables du contrôle au sol ordonnent la suspension des activités spatiales durant quelques heures lorsqu'une éruption solaire majeure est annoncée.

Rappelons que dans les jours qui suivent une éruption chromosphérique, des protons, des ions lourds et des électrons libres arrivent sur Terre véhiculés par le vent solaire et pénètrent dans la magnétosphère à hauteur des pôles en y provoquant de brillantes aurores et des black-out radio. De telles manifestations, qui ne se produisent pas avec toutes les éruptions, perturbent la magnétosphère terrestre, générant des tempêtes géomagnétiques et induisent des surcharges sur les centrales électriques pouvant conduire à la coupure de tout un réseau électrique. Les éruptions chromosphériques comptent ainsi parmi les quelques phénomènes astronomiques pouvant directement perturber l'environnement terrestre.

A lire : Le mal de l'espace - Les radiations

Les niveaux d'énergie libérés par le Soleil

RAYONNEMENT SOLAIRE

INTENSITE

Energie :

< 1010 eV/nucléon

Composition :

0.01 - 0.1 % éléments Z >2

VENT SOLAIRE

 

Energie  :

< 4x103 eV/nucléon

Composition :

électrons, protons, hélions

ERUPTIONS SOLAIRES

 

Energie :

106 - 1010 eV/nucléon

Composition :

protons, hélions, ions lourds

Mais dans les années 1970, les astronomes ont découvert un autre phénomène solaire bien plus puissant qu'une éruption chromosphérique, la CME (Coronal Mass Ejection) ou l'éjection de matière coronale qui fait l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

Du mythe de l’éruption solaire aux CME

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