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CONTENU - Ce tutoriel est consacré au Soleil, notre étoile
 

Le Soleil est notre étoile. Il a une structure en couches et il est un corps actif

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Le Soleil en tant que structure Le Soleil en tant que corps actif

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Le Soleil est sans aucun doute l'objet du système solaire le plus proche d'une sphère parfaite. Cela est dû à son intense gravité (il n'a, en termes de diamètre apparent, qu'un excès de 8,01 millisecondes d'arc). Les années de forte activité solaire, cette valeur se porte à 10,77 millisecondes d'arc du fait de l'émergence de "super-granules", de grosses cellules de convection, près de l'équateur

->Toutes les activités du Soleil sont liées à la dynamo interne du Soleil!
Ce sont des courants massifs de plasma électriquement chargé et qui circulent dans les couches intérieures du Soleil qui sont à l'origine de la dynamo du Soleil. Celle-ci, génératrice de courant électrique, détermine, à son tour, toute l'activité solaire, des taches aux flares. Le seul moyen de l'étudier est l'"héliosismologie", qui consiste à étudier les "tremblements de Soleil" engendrés par les ondes que les mouvements internes du Soleil créent et qui viennent se répercuter contre la surface de celui-ci. Le champ magnétique complexe du Soleil est principalement composé de boucles fermées de champ magnétique dont les deux extrémités sont ancrées dans le Soleil. Les lignes à champ ouvert, moins communes, migrent entre les pôles nord et sud du Soleil au cours du cycle solaire de 11 ans, cycle au cours duquel le champ magnétique global s'inverse. Le champ magnétique solaire joue un rôle vital pour ce qui est de contrôler la structure de l'atmosphère du Soleil et il agit comme un conduit pour l'écoulement de la masse et de l'énergie dans la couronne et le vent solaire

Le Soleil a une structure en couches:

->Les différences de températures entre les pôles du Soleil La mission conjointe ESA-NASA, Ulysses, comme en 1995-1996, a observé qu'il y a une différence de température de 7 à 8% entre le pôle nord du Soleil (qui est plus froid) et le pôle sud (plus chaud), la différence de températures étant de l'ordre de 44000° C (80000° F). Cela semble lié à la structure du champ magnétique du Soleil car cette différence a été observée suite à l'inversion du champ, qui a lieu tous les 11 ans. Cette constation est importante car on sait que le vent solaire trouve son origine aux pôles du Soleil
La mission Ulysses a également observé un autre phénomène étrange: une tempête solaire qui venait d'une région de taches située à l'équateur s'est retrouvée conduite, par une forme de tunnel, de telle sorte qu'elle a frappé le satellite alors qu'il survolait le pôle sud du Soleil. Là encore l'observation est d'intérêt puisque le vent solaire émane des pôles solaires. Ce flux de vent solaire en provenance des pôles, en fonction du moment du cycle solaire, peut soit descendre jusqu'à l'équateur solaire, soit être limité aux latitudes moyennes

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->Comment les recherches sur le Soleil ont évolué
La première observatoir des taches solaires fut le fait de l'astronome Thomas Harriot, en 1610. Puis, vers 1885, ce fut la découverte de l'astronome hollandais Pieter Zeeman qui fit réellement débuter la science solaire: il avait découvert qu'un champ magnétique (ou un champ de force généré par des courants électriques) modifie certaines lignes spectrales. Dans la décennie qui suivit, l'astronome américain George E. Hale utilisa la découverte pour démontrer que les taches solaires contiennent de forts champs magnétiques. Après; la Seconde Guerre mondiale, on admit les influences que l'activité solaire avait sur la propagation des fréquences radio dans la haute atmosphère de la Terre. Aussi utilisa-t'on des fusées allemandes récupérées pour atteindre plus haut que l'atmosphère et y mesurer des phénomènes se produisant dans les longueurs d'onde absorbées par cette dernière; on découvrit alors que l'ultraviolet du Soleil variait dans de grandes proportions d'une année sur l'autre (mais ces missions étaient cependant limitées à une durée d'entre 5 à 10 minutes). La conquête spatiale commençant, la NASA mit au point des satellites appelés "Orbiting Solar Observatories" (ou OSO) pour étudier l'activité solaire; 8 de ces satellites furent lancés de mars 1962 à juin 1975, autorisant des recherches sur la durée d'un cycle solaire de 11 ans. sur le cycle solaire de 11 ans. Le concept de météorologie solaire spatiale fut découvert en 1946 par le physicien américain Scott Forbush: il détecta des particules énergétiques solaires arrivant à la Terre peu de temps après que soit survenu un flare solaire. Les éjections coronales de masse, elles, avaient été prédites dès les années 1960 et on les observa en décembre 1971 depuis un observatoire orbital. Dès 1859, l'astronome anglais Richard Carrington fit le lien entre un rare flare solaire blanc et des aurores boréales vues à d'aussi basses latitudes que l'île de Cuba ou des pannes télégraphiques (cet évènement s'appelle l'"évènement Carrington", en anglais le "Carrington Event"). Le début des années 1960 vit aussi l'apparition de l'héliosismologie, qui permit la découverte d'oscillations globales (ou "ondes de pression") qui se produisaient sur la surface solaire et permettant d'étudier l'intérieur de l'astre; les astronomes, alors, suspectèrent aussi pendant un temps que les ondes sonores du Soleil contribuaient à l'échauffement de la couronne solaire. A bord de la mission Skylab, lancé en 1973, les astronautes utilisèrent une batterie de télescopes pour en apprendre plus sur la variabilité de l'ultraviolet et des rayons X de la couronne mais la mission montra surtout qu'un instrument opéré par un humain n'était pas très efficace car on manquait presque toujours le début des flares solaires. Dans les années 1980, la Solar Maximum Mission se fonda sur ce constat en utilisant une détection automatique des flares, laquelle coordonnait digitalement tous les instruments du bord pour qu'ils s'orientent vers la zone du flare en moins d'une fraction de seconde. Ces premières missions spatiales permirent des missions telles SOHO. SOHO, une mission conjointe NASA-Europe, elle, étudia la structure interne du Soleil, la couronne et les origines du vent solaire. A son lancement, le 02/12/1995, la physique solaire manquait d'éléments sur ces sujets; on pensait, à l'époque, que les flares solaires constituaient l'évènement solaire essentiel affectant la Terre, ce qui était dû, en partie, au fait que ces évènements étaient ceux qu'on observait le plus couramment. Le coronographe de SOHO ouvrit alors la porte à l'étude des éjections coronales de masse, pièce majeure du puzzle de la météorologie solaire, lesquelles étaient beaucoup plus communes -et plus variables. SOHO fit qu'on considéra désormais le Soleil comme un corps dynamique et SOHO, ainsi, allait permettre plus de 5000 publications scientifiques. On se mit à comprendre que, sur Terre, on vivait, en fait, dans l'atmosphère étendue d'une étoile magnétiquement active. Les découvertes faites par SOHO, de plus, ont façonné la façon dont a conçu les missions solaires suivantes (le SDO, le STEREO et l'Interface Region Imaging Spectrograph, de la NASA ou le Hinode, mission conjointe Japon/NASA. La NASA, de nos jours, par exemple, possède plusieurs satellites qui étudient le Soleil, ce qui permet donc les observations dans une gamme étendue. On utilise aussi les sons basses fréquence de fond du Soleil pour étudier ce dernier, des flares aux éjections coronales de masse ou aux couches du Soleil

Loin du disque calme, blanc-jaune que le Soleil nous présente dans le visible, dans les longueurs d'onde non-visibles, il présente une surface et un extérieur dynamique avec des boucles en méandres et qui s'élèvent ou des cyclones tourbillonnants qui atteignent la haute atmosphère solaire. Le Soleil est en fait une gigantesque étoile magnétique, faite de matériau qui se déplace selon les lois de l'électromagnétisme. On ne sait pas exactement où se crée, dans le Soleil, le champ magnétique: il pourrait se trouver près de la surface ou profond, ou en profondeur voire à toute distance entre ces deux extrêmes. Comme le Soleil est constitué de plasma -cet état de la matière semblable à un gaz dans lequel les électrons et les ions se sont séparés, ce qui crée un mélange super-chaud de particules chargées- lorsque les particules chargées se déplacent, elles créent naturellement des champs magnétiques, lesquels ont un effet additionnel sur ledit mouvement. Aussi le plasma du Soleil met en place un système compliqué de causes et d'effets dans lequel les flux de plasma au sein du Soleil fortement agités par l'énorme chaleur qui est produite par la fusion nucléaire du centre du Soleil créent les champs magnétiques du Soleil, système qu'on appelle la "dynamo solaire". Les champs magnétiques nous sont rendus visibles par les boucles et les tours de matériau de la couronne solaire; les emplacements, sur la surface -la photosphère- de ces boucles magnétiques sont mesurés précisément par un instrument appelé un magnétographe (il mesure la force et la direction des champs magnétiques). Le système magnétique du Soleil est le mécanisme qui meut le cycle d'activité solaire d'à peu près 11 ans et, à chaque éruption solaire, le champ s'adoucit légèrement jusqu'à finalement atteindre son état le plus simple. Après ce minimum, le champ magnétique devient de plus en plus compliqué au fil du temps jusqu'à ce qu'un nouveau pic du cycle soit atteint. Au maximum solaire, le champ magnétique a une forme très compliquée avec de nombreuses petites structures (qui sont les régions actives qu'on peut observer). Au minimum solaire, le champ est plus faible et concentré aux pôles, formant une structure très lisse, qui ne forme pas de taches solaires. Une comparaison, en termes de la complexité relative du champ magnétique solaire entre janvier 2011 et juillet 2014, montre qu'en juin 2011 -trois ans après le minimum du cycle- le champ est relativement simple, avec les lignes du champ ouvertes concentrées près des pôles. Au maximum solaire de 2014, la structure est beaucoup plus complexe, avec des lignes ouvertes et fermées qui percent la surface à peu près partout -conditions idéales pour des explosions solaires. Il existe aussi, sur le Soleil, des ondes de Rossby -ces ondes qui sont liées à tout fluide en rotation- et elles sont vraisemblablement un lien entre le mouvement du fluide de surface et les champs magnétiques; elles pourraient aider à mieux prévoir la formation de taches solaire ou le déclenchement des flares. Des éléments chauds, brillants, qu'on appelle, en anglais, des "brightpoints" ("points brillants") et qui se trouvent dans la couronne solaire peuvent servir à suivre le mouvement bouillonnant du matériau qui se trouve plus bas dans le Soleil et ils sont liés à une activité magnétique qui s'est élevée. Les ondes de Rossby solaires circulent sous la surface et on pense qu'elles déterminent la "météo solaire". Les brightpoints, eux, pourraient expliquer comment le cycle solaire fait augmenter, tous les 11 ans, le nombre des flares. Les ondes de Rossby, ainsi, lient une activité instantanée avec des évènements qui n'ont lieu que sur des décennies ou plus. Les flares et les éjections coronale de masse, qui pourraient sembler survenir au hasard, ont probablement une cause à un niveau quelconque

->Est-ce que les interactions majeures entre le Soleil et la Terre se produisent lorsque les champs magnétiques solaire et terrestre ont une polarité identique?
On pensait jusqu'à présent que les interactions majeures entre les évènements solaires et la magnétosphère terrestre se produisaient quand le champ magnétique de la Terre et celui du Soleil présentait une polarité opposée. Des données récentes, en 2008, dues à la mission Themis de la NASA montre qu'il se pourrait bien que ce fût le contraire; les brèches les plus importantes de la magnétosphère pourraient se produire lorsque les deux champs ont une même polarité. Si ces données étaient confirmées, elles constitueraient une découverte majeure

->Flares, éjections coronales de masse, tempêtes protoniques, tempêtes géomagnétiques
Ensemble, les flares, les éjections coronales de masse et les particules solaires énergétiques constituent la "météorologie solaire". Le mécanisme le plus habituel d'un évènement solaire consiste en ce qu'un flare explose depuis le champ magnétique qui se trouve au-dessus d'une région de taches solaires, émettant de la lumière visible et des rayons X. Cet évènement devient une éjection coronale de masse (en anglais, "Coronal Mass Ejection", ou "CME"): une grande quantité de matériau solaire est projeté dans l'espace interplanétaire. Les éjections coronales de masse contiennent des protons, des électrons et des ions lourds électriquement chargés. Au cours de son voyage dans le système solaire -il lui faut quelques jours pour atteindre la Terre- l'éjection coronale de masse fraie son chemin dans le vent solaire, accélérant les protons à des hautes énergies et les poussant devant elle (on appelle ces particules des "particules solaires énergétiques" (en anglais, "solar energetic particles" ou "SEP")). Ce sont donc des courants de protons très rapides. Les éjections coronales de masse sont positionnées de ci de là dans le vent solaire sous la forme de nuages plus denses de matériau de vent solaire. Cette tempête protonique atteint alors la Terre, ainsi que l'éjection coronale de masse et elles y déclenchent des aurores et y apportent des radiations potentiellement dangereuses aux satellites et aux équipages des missions spatiales. Même un courant de vent solaire particulièrement rapide peut aussi frapper la Terre. La maîtrise de la "météorologie solaire" est importante pour les satellites en orbite terrestre et elle le sera encore plus pour les équipages qui retourneront sur la Lune puis qui iront sur Mars. Les astronomes, pour l'essentiel, ne séparent plus les flares et les éjections coronales de masse et préfèrent parler d'"évènements solaires éruptifs" car c'est une même explosion d'énergie qui crée les deux évènements; une partie de l'énergie est propulsée vers l'extérieur et devient une éjection coronale de masse et une autre partie retombe vers la surface solaire et y apparaît comme un flare. Les lignes du champ magnétique sur lesquelles les particules énergétiques d'un flare se déplacent se courbent du Soleil à la Terre à la différence des éjections coronales de masse qui se déplacent en ligne droite. Les particules énergétiques sont connectées magnétiquement à la Terre même si, par example, l'éjection coronale associée peut nous manquer. Ces protons, ainsi, atteignent la Terre beaucoup plus vite que l'éjection coronale de masse et il peut même se produire qu'ils heurtent une éjection coronale qui les précède et y créent une onde de choc. Les flares solaires et les autres évènements énergétiques du Soleil produisent également des rayons gamma en accélérant les particules chargées électriquement, qui entrent en collision et interagissent avec l'atmosphère et la surface solaires. La zone qui se trouve sur le côté droit du disque solaire, d'une manière générale, a une connection magnétique quasi directe avec la Terre car les lignes du champ magnétique solaire se courbent au fur et à mesure qu'elles s'éloignent du Soleil et en conjonction avec sa rotation. La NASA, fin 2015, a fait état de ce qu'il existe 12% de chance qu'un flare solaire géant se produise au cours des 10 prochaines années, qui pourrait engendrer des dommages globaux, de type effets électromagnétiques d'une bombe nucléaire, sur la Terre. Une tempête géo-magnétique consiste en du matériau solaire en déplacement -soit des courants à haute vitesse de vent solaire, ou des éjections coronales de masse- qui se heurte au champ magnétique terrestre et qui le fait osciller

->Plus sur les flares et les éjections coronales de masse!
Les flares et les éjections coronales de masse sont les deux principaux types de phénomènes explosifs qui se produisent sur le Soleil. Les éjections coronales de masse et les flares sont, sur le Soleil, une variante du phénomène de reconnexion, qui se rencontre dans la magnétosphère terrestre, la reconnexion étant un processus qui peut affecter un plasma -soit de l'espace rempli de particules chargées électriquement et de champs électriques et magnétiques. L'énergie et les rayons X produits par un flare solaire atteignent la Terre à la vitesse de la lumière -en 8 minutes; à l'origine, un flare se constitute de lumière, d'énergie et de rayons X- alors que les éjections coronales de masse sont des nuages de particules géants qui atteignent la Terre en un à trois jours. Les flares les plus importants sont presque toujours liés à une éjection coronale de masse. Si une éjection coronale de masse suit un flare dépend de la lutte entre deux phénomènes magnétiques à la surface solaire: une "cage" magnétique peut empêcher la croissance d'une "corde" magnétique associée au déclenchement d'une éjection. Mais cette "corde", par ailleurs, peut être suffisamment puissante cependant pour déclencher un flare solaire. Les deux phénomènes proviennent du fait que les mouvements internes du Soleil entremêlent ses champs magnétiques. Ceux-ci, tels un élastique qu'on relâche brutalement, se réalignent explosivement et éjectent de grande quantité d'énergie dans l'espace. Ce réalignement constitue une forme de reconnexion magnétique: de forts champs électriques sont générés, qui produisent une force importante sur les particules chargées et, dans le gaz ionisé de l'atmosphère solaire, le processus éjecte des électrons et des ions à des vitesses proches de la vitesse de la lumière (ce qui fait qu'ils émettent des rayons gamma à haute énergie). Le flare solaire, ainsi, est un flash soudain de lumière. Les flares peuvent durer de quelques minutes à quelques heures; (des particules accélérées par une éruption de type éjection coronale de masse se produisant sur la "face cachée" du Soleil peuvent se propager et finalement produire, sur la face visible, une luminescence dans les rayons gamma). Une partie de leur énergie peut également accélérer des particules à très haute énergie, lesquelles atteignent la Terre en quelques dizaines de minutes. Un flare solaire est, en quelque sorte, le flash vu à la sortie d'un canon au moment d'un tir et l'éjection coronale de masse est le boulet du canon. Le matériau chaud des éjections coronales de masse -appelé un "plasma"- se déplace à plus d'un million et demi de km/h et peut mettre 3 jours à arriver à la Terre. En observant le Soleil avec des instruments professionnels appropriés, les flares solaires se voient comme une lumière brillante et les éjections coronales de masse comme d'énormes triangles de gas qui enflent dans l'espace proche du Soleil. Les "particules énergétiques solaires" (en anglais, "solar energetic particles", ou "SEP") sont les courants de particules à haute énergie qui sont éjectés du Soleil par des flares étroits ou des éjections coronales de masse larges. Un évènement SEP a lieu en moyenne toutes les deux semaines. Le Soleil, dans sa jeunesse, était plus actif qu'aujourd'hui et émettait fréquement -peut-être tous les jours- des émissions intenses de radiation. Les flares comme les éjections coronales de masse peut apporter des perturbations radio, ou magnétiques, respectivement dans l'environnement terrestre; aussi, aux Etats-Unis, une flotte de différents observatoires spatiaux de la NASA surveillent constamment le Soleil et la NOAA (l'agence américaine de météorologie), via son "Space Weather Prediction Center" ("centre de prévision de la météorologie solaire") met en oeuvre des simulations et peut faire des prévisions concernant le moment où une éjection coronale de masse arrivera à la Terre et alerter les groupes et institutions concernés

Le Soleil est un corps actif. Les champs magnétiques qui émergent d'en-dessous la surface du Soleil sont le facteur essentiel des différents évènements solaires. Le Soleil, par le biais de divers évènements -habituels ou pas- expulse un grand nombre d'éléments et de radiations dans le système solaire. Les études récentes tendent à laisser supposer que même des évènements solaires de petite taille ont une résonance sur de larges régions du Soleil via la dispersion d' instabilités magnétiques et d'ondes. Les tempêtes de radiations solaire (en anglais, "solar radiation storms") sont des sursauts de protons et d'électrons qui résultent des évènement solaires qui se déplacent incroyablement vite; ces particules peuvent atteindre jusqu'à 80% de la vitesse de la lumière.Le Soleil fonctionne essentiellement sur un cycle de 11 ans qui fait que, tous les 5-6 ans, l'activité solaire atteint un pic et que 5-6 ans plus tard, elle atteint un minimum. D'une façon générale, on doit considérer que ce sont les taches solaires qui sont à l'origine des flares, des éjections coronales de masse et d'une intense radiation dans l'ultra-violet. Une étude de 2003 montre, de plus, que les évènements solaires les plus inhabituels -et les plus énergétiques- les "éjections coronales de masse" sont liées à un "nettoyage" du champ magnétique du Soleil. Les éjections coronales de masse augmentent au moment du pic du cycle solaire de 11 ans, ainsi que leur vitesse (pendant le dernier pic de l'activité solaire, il y a plus d'un milliers d'éjections coronales de masse sur le Soleil). Les éjections coronales de masse, cependant, n'ont leur pic que 2 ans après le maximum solaire. Pendant à peu près cette même durée, le champ magnétique solaire est inversé: le pôle nord magnétique solaire devient le pôle sud, et inversement. Au cours de ces deux années, les éjections coronales de masse sont polaires: elles ont lieu à l'un des pôles puis, après la période de deux ans, à l'autre. Le phénomène dit, en anglais, "solar braiding" (littéralement "tressage solaire"), le transfert d'énergie du champ magnétique solaire à la couronne montre comment l'évolution du champ magnétique explique le fonctionnement de notre astre et la plupart de ses activités, ainsi les flares. Avec moins de 1% de la masse du système solaire, l'ensemble des planètes, via leurs configurations en termes de gravité, semblent avoir une influence sur l'activité solaire en modifiant la circulation des plasmas donc le champ magnétique global solaire et l'activité au cours d'un cycle

Les flux divers qui émanent du Soleil interagissent avec les planètes du système solaire, particulièrement avec la Terre. Les planètes sont protégées des particules du vent solaire et des radiations solaiers par leur magnétosphère, un champ magnétique en forme de comète qui s'étend sur le coôté de la planète opposé au Soleil. L'interaction la plus connue entre les évènements solaires et les milieux planétaires sont les aurores boréales: une partie des particules solaires réussissent à atteindre les pôles de la planète, où elles énergisent les atomes de la haute atmosphère. Les aurores boréales, ainsi, sur Terre, ont lieu entre 96 km et plusieurs centaines de kilomètres d'altitude (60 miles-plusieurs centaines de miles) et certaines peuvent même avoir lieu à plus de 800 km (500 miles). Les plus récentes études montrent que, d'une façon générale, l'activité solaire connaît beaucoup plus de changements à court terme que ce que l'on pensait jusqu'à présent

->D'autres évènements sur le Soleil?
Le satellite japonais Hinode a récemment montré que de puissants jets dans les rayons-X animent quotidiennement la surface du Soleil, propulsion de bulles de gaz chaud grandes comme le continent américain à des vitesses de vers 3,2 millions de km/h (2 millions mph). Ces jets étaient déjà connus mais le satellite a permis de voir qu'ils avaient lieu au nombre d'aux alentours de 240 par jour! Les jets ne sont liés à aucun endroit particulier du Soleil car ils se produisent à peu près partout. Il semble qu'ils soient créés par des évènements de "reconnection" semblables à ceux qui produisent les flares, mais d'une intensité beaucoup plus faible (vers un millier de fois plus faibles que celle d'un flare de classe M. Ce sont des filaments de petite taille. Ces jets dans les rayons-X pourraient bien contribuer jusqu'à entre 10 et 25% de la fabrication du vent solaire! Les jets pourraient aussi participer à l'explication de la chaleur de la couronne solaire, dont l'explication reste peu clair jusqu'à présent: les jets y propulseraient des "ondes Alfven" qui y détonent et donc chauffent le gaz

->Les marges des régions actives, une autre source -importante- du vent solaire
On considère que le vent solaire trouve son origine dans les "régions actives" du Soleil, qui sont l'ensemble d'une région formée par un groupe de taches. Mais il se pourrait que le flux ainsi produit soit perturbé -et accéléré (jusqu'à 240 000 km/h (150 000 miles/h), avec des températures d'entre 1 et 3 millions de degrés C)- par une forme d'activité -dont on ne sait encore rien- qui se trouverait aux marges de ces régions de taches. La part, dans le vent solaire, de ces régions serait importante, chaque région de taches expulsant dans l'espace des milliards de tonnes de plasma chaque jour

->Flares et éjection coronales de masse
Un flare est un dégagement d'énergie de haute puissance par unité de temps -et un évènement d'émission d'énergie de type essentiellement radiatif. Les flares, de plus, sont les tempêtes les plus puissantes du système solaire. Une éjection coronale de masse est un évènement de puissance moindre qu'un flare et qui se produit sur une plus grande durée, mais qui porte une grande quantité d'énergie mécanique -cinétique- et magnétique -énergie potentielle. Une éjection coronale de masse expulse dans l'espace plus d'un milliard de tonnes de particules solaires à plusieurs millions de km/h (millions de miles/h). Les électrons et les ions solaires accélérés jusqu'à près de la vitesse de la lumière affectent toutes les couches "atmosphériques" du Soleil et traversent la couronne (laquelle peut également ajouter des particules). Des boucles post-éjection coronale de masse peuvent être observées au-dessus de la zone où un flare a eu lieu et durer un jour terrestre. Quelquefois, le processus qui mène à un flare ou une CME est empêché lorsque qu'une masse de matériau magnétisé, au lieu d'entrer en collision avec une autre, se heurte à une frontière invisible dite, en anglais, un "hyperbolic flux tube" ("tube de flux hyperbolique"). Un tuble de flux hyperbolique résulte de la collision de deux régions bipolaires, structure magnétique complexe de quatre champs magnétiques alternant et opposés, prêts à une reconnexion. Un tube, par exemple, peut faire que les lignes magnétiques d'un filament se reconnectent avec celle du Soleil. Des perturbations pulsatives régulières -semblables à des tremblements de terre- ondulent à travers la chromosphère au cours d'un flare et on les voit par la suitev sous la forme d'oscillations, dans la couronne solaire

Website Manager: G. Guichard, site 'Amateur Astronomy,' http://stars5.6te.net. Page Editor: G. Guichard. last edited: 4/15/2019. contact us at ggwebsites@outlook.com
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