|
|
|
La classification des structures solaires C. La classification des plages faculaires (III) Il s'agit de plages brillantes où le gaz est quelque 300° plus chaud que les régions avoisinantes. Elles se situent entre la photosphère et la chromosphère. Les plages faculaires entourent d'ordinaire les taches solaires mais elles peuvent également se former avant les taches ou apparaître après que celles-ci aient disparues. Elles apparaissent le plus distinctement près du limbe en raison de son assombrissement. Les facules consistent en un réseau de taches ovales d'un diamètre d'environ 5000 km alignées sur 5 à 10000 km de largeur et 50000 km de longueur. Chaque cellule est constituée de granules d'environ 1000 km de diamètre. Une plage faculaire subsiste environ 90 jours.
La classification des plages faculaires est différente de celle des taches et concerne la structure ou l'aire couverte par la plage faculaire. Cinq types ont été définis et sont codés en minuscules :
Document T.Lombry Pour faciliter la classification des plages faculaires, l'estimation tient compte de la surface solaire couverte exprimée en degrés héliocentriques dans une échelle allant de 1 à 10. L'utilisation d'un gabarit solaire standard ou d'un diagramme de Stoneyhurst vous aidera à estimer cette valeur en projetant l'image solaire sur un écran.
Document T.Lombry D. La classification des éruptions Les éruptions solaires sont invisibles en lumière blanche et requièrent une instrumentation spécifique, l'usage d'un coronographe, d'un spectrohélioscope ou d'un filtre interférentiel d'une demi-bande passante de quelques angströms. Les éruptions sont des éjections de plasma et de gaz à la surface du Soleil qui sont poussées par le champ magnétique devenu instable. La plupart d'entre elles ont une longueur voisine de 50000 km mais exceptionnellement des protubérances de plusieurs centaines de milliers de km ont été observées. Certaines s'échappent de la chromosphère sous forme de langue évanescente plus ou moins rectilignes mais d'autres se propagent dans la basse couronne sous forme d'arche ou de nuages isolés. Leur classement est fonction de leur type de manifestation, plus ou moins calme ou soudain et de leur aspect. Les éruptions calmes ou quiescentes Ces protubérances se développent très lentement et peuvent rester à la surface du Soleil ou sur le limbe durant plusieurs rotations solaires (jusqu'à 3 mois). La forme la plus commune est le filament plus ou moins sombre qui apparaît dans une région calme du disque, (Quiet Region Filament ou QRF). Lorsqu'elle surgit sur le limbe elle devient une protubérance de Hedgerow ou protubérance en haie en raison de son aspect de brosse. Ces protubérances en haie présentent des détails structurels et sont rattachées à la surface solaire par peu de points de contacts. Ces filaments ou QRF résident sur les lignes d'inversion magnétique. Ils apparaissent dans la zone royale des 15-35° et se déplacent vers l'équateur avec les taches. Juste après le maximum du cycle des taches solaires de nouvelles protubérances apparaissent aux latitudes élevées formant la couronne polaire. Ces protubérances se déplacent en direction des pôles solaires nord et sud qu'elles atteindront au maximum suivant en présentant encore plus de détails.
Les QRF prennent de nombreuses formes : arche, éventail, draperie, flamme, pilier, pointe, etc. Arrivée en fin de vie ces filaments peuvent présenter des mouvements brusques spectaculaires, quittant la surface solaire à plusieurs km/s. Il s'agit d'une Disparition Brusque. Ce type d'éruption dure moins de deux heures et se présente sous quantité d'aspects. Certaines éruptions de gaz s'élèvent au-dessus la surface solaire, s'éloignent pour finalement briser leurs attaches dans la chromosphère et elles disparaissent progressivement dans la couronne, d'autres surgissent puis s'affaiblissent graduellement, enfin certaines se présentent simplement sous la forme d'une augmentation locale de l'éclat de la surface solaire. En quelques rares occasions une éruption quiescente peut se reformer quelques heures ou quelques jours plus tard à l'endroit même où elle est apparue antérieurement.
Ne pas confondre les QRF avec les filaments des régions actives, les ARF. Lorsqu'ils apparaissent sur le disque solaire ces derniers sont plus sombres, plus étroits et plus petits que les QRF. Ils se trouvent souvent tout près ou à l'intérieur des régions actives et peuvent entourer ou même traverser les groupes de taches solaires. Prochain chapitre La classification des protubérances éruptives
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||
