Site des observateurs solaires

Taches solaires

2018-05-17T15:23:07Z

Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement. Une tache solaire est associée avec un champ magnétique particulièrement intense.

Taches solaires observées avec le spectrohéliographe en CaII K3

Ces trois observations du Spectrohéliographe de Meudon présentent trois groupes important de taches solaires. Le groupe de 1947 est le plus important en taille trouvé dans les archives historiques. Celui de 2003 a produit une forte éruption de classe X. Celui de 2012 a récemment engendré un événement X plus typique.

Spectrohéliographe de Meudon, G. Aulanier

C'est la présence de ce champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l'apport de chaleur venant de l'intérieur du Soleil dans cette zone. Du fait de la présence de champ magnétique et de la température de surface réduite, moins de lumière est émise au niveau de la tache par rapport au reste du disque solaire : par contraste la tache solaire apparaît donc plus sombre que le reste de la photosphère.

De par la présence de champ magnétique intense (au delà de 0.1 T), les taches solaires sont le siège principal des phénomènes actifs. Les éruptions solaires proviennent en effet principalement de ces régions. L'énergie du champ magnétique est en effet le réservoir d'énergie qui alimente les différents phénomènes impulsifs liés aux éruptions.

L'étude des taches solaires, leur évolution au cours des cycles solaires, est donc un enjeu primordial en physique solaire et physique des relations Soleil-Terre.

Vidéos

Intensité Ni MDI/SOHO

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Champ magnétique B// MDI/SOHO

Intensité Ni MDI/SOHO

Champ magnétique B// MDI/SOHO

Images de taches solaires

Boucles magnétiques coronales

2018-05-17T15:17:27Z

Les boucles coronales forment la structure fondamentale de la couronne et de la région de transition du Soleil. Ces boucles fortement structurées sont une conséquence directe de la présence de champs magnétiques et de leur rôle dominant dans cette région de l'atmosphère du Soleil.

Les boucles coronales sont des structures brillantes observées essentiellement en ultraviolet par des instruments embarqués par satellites (e.g SoHO, SDO) mais aussi en Hα au niveau du limbe solaire pour certaines d'entre elles. Les boucles coronales peuvent aussi parfois être observées en Hα sur le disque solaire à la suite d'une éruption solaire : il s'agit alors de boucles post-éruptives.

La plupart des boucles coronales sont observées dans les mêmes zones que les taches solaires. Les boucles sont la contrepartie coronale des taches solaires observées au niveau de la basse atmosphère solaire. De même que les taches solaires, les boucles coronales sont ainsi fortement liées au champ magnétique solaire et constituent les centres actifs du Soleil, où les phénomènes éruptifs se déroulent le plus fréquemment.

Les boucles coronales sont des traceurs du champ magnétique. Dans la couronne solaire, les conditions du plasma sont telles que le plasma est "gelé" au sein du champ magnétique (théorème d'Alfvén). Le plasma ne peut pas se déplacer perpendiculairement aux lignes de force du champ magnétique. La matière, émettant de la lumière, révèle ainsi la structure sous-jacente du champ magnétique de la couronne solaire. Les boucles coronales tracent donc la connectivité des lignes de champ magnétique. Les boucles coronales ont leurs pieds ancrés au niveau de taches solaires, chaque pied étant situé dans une polarité magnétique de signe opposé.

Éruptions et boucles magnétiques observées par le satellite TRACE et le télescope suédois de 50 cm SVST (La Palma)

TRACE arcade magnétique

Intensité Halpha, SVST La palma

Boucles magnétiques (continu Halpha), SVST

Vitesses radiales, SVST La Palma

TRACE filament 171 A

TRACE filament éruptif - 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE boucles magnétiques 171 A

TRACE surge 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE boucles post éruptives 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE 171 A éruption

TRACE 171 A - boucles magnétiques

TRACE 171 A

TRACE éruption 195 A

TRACE boucles magnétiques

TRACE éruption Lya 1216 A

TRACE Ly alpha boucles

TRACE Ly alpha - boucles

TRACE boucles magnétiques

TRACE éruption Lya 1216 A

Granulation solaire

2018-05-17T15:14:21Z

Granulation

La granulation solaire est visible à la surface du Soleil (sur la photosphère) comme une structure de grains brillants (chauds) cernés par des zones plus sombres et étroites, les intergranules. La taille moyenne des granules est de l'ordre de 1000 Km, soit le même ordre de grandeur que la France métropolitaine.

La granulation est un phénomène très dynamique : la durée de vie d'un granule est de l'ordre de 5 à 10 minutes. Les granules peuvent présenter divers types d'évolution : généralement une disparition progressive, fréquemment une fragmentation et parfois les granules peuvent fusionner.

Les granules sont les marqueurs des phénomènes convectifs se déroulant sous la photosphère. Le granule correspond à la plus petite cellule de convection. Un granule est constitué de cellules ascendantes de plasma chaud (de 5 000 à 6 000 kelvins) entourées de plasma plus froid (environ 400 kelvins de moins que le centre des granules).

Vidéos

Granulation Pic du Midi 5750 A (1,6 Mo)

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Granulations et taches solaires

Filaments et protubérances

2018-05-17T15:13:11Z

Les filaments et protubérance solaire sont des structures de la couronne solaire (dont la température dépasse le millions de degrés), composée d'un plasma relativement dense et froid par rapport au milieu ambiant. Le plasma des protubérances/filament est de l'ordre de 10 000 K soit une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère du Soleil. Les filaments/protubérances sont des structures magnétiques : c'est la présence de champ magnétique, possédant une géométrie spécifique en "hamac", qui permet l'existence de plasma froid dans la couronne chaude.

Hα 1989/09/07

Image en Hα du disque solaire le 07/09/1989 lors d'un maximum du cycle solaire. de très nombreuse structures sont visibles : filaments, taches solaires, plages, régions actives, ...

Spectrohéliographe de Meudon

Si les protubérances et les filaments correspondent au même objet physique, leur différents noms proviennent de la manière dont ces structures sont observées.

Un filament correspond à la structure magnétique lorsqu'elle est observée sur le disque solaire. Observée dans les raies chromosphériques (Hα, Ca II) elle apparait alors sombre par rapport au reste du disque solaire. La lumière propre que le filament émet est en effet beaucoup plus faible que celle du disque solaire, dont elle absorbe la lumière émise par la photosphère située sous elle.
Une protubérance n'est autre que ce même type de structure mais observées sur le bord du disque solaire, au limbe. Observée par contraste avec le fond du ciel beaucoup plus sombre, la protubérance apparait brillante du fais de la propre lumière qu'elle émet.

Protubérance/filament solaire

Observation en Ca II K3. La même structure est observée sombre sur le disque (filament) et brillante par rapport au fond du ciel (protubérance). Cette observation montre que protubérances et filaments correspondent à la même structure physique.

Sepctrohéliographe de Meudon

Filaments et protubérances sont des structures très fréquemment observées par le Spectrohéliographe de Meudon. Les filaments se retrouvent sur les images en Hα et CaII. Pour observer et mettre mieux en avant les protubérances. Des méthodes spécifiques sont utilisées. En plaçant une "lune artificielle", partiellement opaque, sur le chemin optique du faisceaux d'entrée du spectrohéliographe, la lumière du disque solaire est atténué

Le plasma des protubérances/filaments est composé d'hydrogène et d'hélium ainsi que de certains autres éléments plus lourds (les astronomes parlent de « métaux ») comme le calcium ou le sodium. Dans les domaines visible et infra-rouge, on utilise principalement des raies spectrales de l'hydrogène et de l'hélium pour l'étude des conditions physiques (telles que température, pression, champ magnétique et champ de vitesses) qui vont caractériser le plasma. Les filaments/protubérances peuvent prendre des formes très variées : pilier, arche, champignon, buisson, draperie, arbre, etc, et ces formes peuvent évoluer. Une protubérance/filament peut ainsi se transformer, disparaître, réapparaître ou fusionner en quelques heures, et subsister plusieurs jours.

L'étude scientifique des protubérances est particulièrement motivée par leur rôle dans les interactions Soleil-Terre. En effet, le champ magnétique coronal qui les soutient peux brutalement se déstabiliser et se reconfigurer. La matière formant un filament/protubérance présent sur le disque solaire pendant plusieurs jours peut brutalement être éjectée en quelques dizaines de minutes au cours d'une éruption solaire. Ces éruptions peuvent potentiellement impacter l'environnement magnétique de la Terre.

L'étude des filaments et protubérances est un des enjeux principal du service du spectrohéliographe de Meudon. Les observations du spectrohéliographe permettent de suivre au cours du temps, de jour en jour, d'années en années, de cycle solaire en cycle solaire, l'évolution des propriétés de ces structures : leur distribution spatiale, leur taille, leur forme, leur durée de vie. Ceci permet d'en apprendre plus sur l'évolution de ces structures en lien avec l'évolution des cycles d'activités du Soleil. Seul un instrument imageur comme le Spectrohéliographe de Meudon et sa collection centenaire permettent d'effectuer ce type d'étude de climatologie de l'espace.

Filament Hα

Image à haute résolution spatiale d'un filament solaire observée dans la raie Hα.

Big Bear Solar Observatory

Protubérance Hα

Protubérance observée en Hα au limbe du disque solaire.

Sepctrohéliographe de Meudon

Protubérance Call K3

Protubérance observée dans la raie K3 du CaII.

Spectrohéliographe de Meudon

Protubérance HeII

Protubérance solaire observée en He II

EIT/SOHO