Filaments.

Lorsqu'une protubérance est vue en projection sur le disque solaire et non se profilant sur le ciel au limbe elle porte le nom de filament. Les filaments sont bien visibles dans les raies Ha (6562.8Å) et Ca K (3933Å) et Ca H (3968Å) comme d'assez longues structures en absorption. Ils peuvent avoir une durée de vie très longue, jusqu'à deux ou trois rotations solaires. Cependant, qu'ils soient actifs ou quiescents, ils peuvent parfois disparaitre pour quelques jours ou plus. Certaines de ces disparitions sont très rapides, survenant en quelques heures et appelées "disparitions brusques". Parfois le filament se reforme quelques heures ou quelques jours plus tard.
Les filaments se forment préférentiellement à deux niveaux de latitude, sur une bande de haute latitude appelée le couronne polaire, et dans la région active de moyenne latitude. Ils sont situés le long des lignes neutres de la composante longitudinale nulle du champ magnétique solaire c'est à dire dans une région où le champ est horizontal. Cependant toutes les lignes neutres du champ ne sont pas le siège d'un filament. D'ordinaire seule une petite partie de ces longues cavités sont occupées par des filaments.

Leur spectre est semblable à celui de la chromosphère. Leur plasma est plus froid que celui de la couronne environnante à niveau égal. La masse totale d'un grand filament est considérable et comparable à celle du reste de la masse coronale. Le plasma semble être drainé vers le bas. Ces circulation de matière doivent jouer un grand rôle dans la balance de la masse coronale.
(d'après "Solar Astrophysics" P.V. Foukal).

Un beau filament était bien visible sur le disque solaire le 7 novembre 2005. Le ciel limpide invitait à faire quelques images du phénomène!
J'ai pris quelques scans nord-sud de cette région dans les raies Ha(6562.8Å), Na D2(5896Å), Mg(5167.3Å) et CaK(3134Å).
J'en ai tiré des spectrohéliogrammes autour de ces raies dont un échantillon est présenté ici.
Le nord céleste est en haut. Le nord solaire fait un angle de 23.4° dans le sens direct avec le nord céleste.
L'image ci-contre montre le balayage des scans au SHG.

Essai de Dopplergramme: la deuxième image ci-dessous à partir de la droite est la différence des images "Ha plus 0.45 Å" et
"Ha moins 0.45 Å". Les parties claires traduisent un déplacement de la raie vers les courtes longueurs d'onde donc un mouvement du plasma vers le haut, les parties sombres un mouvement vers le bas.
A sa droite, le rendu en fausses couleurs correspondant.
La superposition d'un magnétogramme montre comment le filament sépare deux régions de polarités magnétiques opposées.
On note la bonne corrélation entre les emplacements des plages brillantes et ceux de forte intensité du champ magnétique.

Comparaison entre les situations le 7 novembre et le 8 novembre2005.

Attention à la différence de perspective due à la rotation solaire. La grille de coordonnées topographiques aide beaucoup aux comparaisons.

On voit cependant des différences notables dans la géomérie du filament.

Dédoublement du filament du haut, sûrement en partie dû à l'effet de perspective qui a tendance à le coucher vers la droite en raison de la rotation solaire.

Changement aussi dans la forme de la partie basse du filament inférieur, où l'arche entre les deux pieds semble se déchirer.

Les plages actives ont aussi quelque peu évolué.