Protubérances solaires

Que sont les protubérances solaires ?

Lorsque l'on observe des images détaillées du Soleil, il n'est pas rare d'apercevoir d'immenses arches lumineuses s'élevant au-dessus de sa surface. Certaines atteignent plusieurs centaines de milliers de kilomètres de longueur, ce qui en fait parmi les plus grandes structures visibles dans tout le Système solaire. Bien qu'elles ressemblent à d'énormes flammes, elles ne sont pas constituées de feu. Il s'agit de protubérances solaires, d'immenses masses de plasma maintenues en suspension dans l'atmosphère solaire grâce à de puissants champs magnétiques.

Comment se forment-elles et combien de temps durent-elles ?

Les protubérances solaires sont composées de plasma, un gaz ionisé qui constitue la majeure partie de la matière visible du Soleil. Elles se forment dans la chromosphère puis s'étendent jusque dans la couronne solaire, la couche la plus externe de l'atmosphère de notre étoile.

Contrairement à ce que l'on pourrait imaginer, elles ne flottent pas librement dans l'espace. Elles sont maintenues et structurées par des configurations magnétiques complexes. Les lignes du champ magnétique agissent comme une charpente invisible capable de soutenir et d'organiser le plasma pendant de longues périodes.

Ces formations prennent généralement la forme de vastes arches, de boucles géantes ou de longs rideaux lumineux. Certaines apparaissent en quelques heures seulement, tandis que d'autres nécessitent plusieurs jours pour se développer complètement. Une fois formées, elles peuvent rester stables pendant des semaines, voire plusieurs mois.

Lorsqu'elles sont observées en projection sur le disque solaire plutôt qu'au bord du Soleil, elles apparaissent sombres et allongées. Dans ce cas, les astronomes les désignent sous le nom de filaments solaires.

Depuis quand connaît-on les protubérances solaires ? Les protubérances solaires sont observées depuis très longtemps. La plus ancienne description détaillée connue figure dans le Codex Laurentianus du XIVe siècle et fait référence à une éclipse totale de Soleil survenue le 1er mai 1185. Les témoins de l'époque décrivirent d'étranges formes rougeâtres dépassant du Soleil éclipsé, qu'ils comparèrent à des « langues de feu vivant ». Cependant, leur véritable nature ne fut comprise qu'au XIXe siècle, grâce aux progrès de la spectroscopie et de l'astronomie solaire moderne. Les chercheurs purent alors démontrer qu'il s'agissait d'immenses concentrations de plasma maintenues dans l'atmosphère solaire par les champs magnétiques.

Quelle taille peuvent-elles atteindre ?

Les dimensions d'une protubérance solaire sont difficiles à imaginer. Beaucoup s'élèvent à plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines de milliers de kilomètres au-dessus de la surface du Soleil. Certaines dépassent largement les dimensions de notre planète.

Un exemple spectaculaire a été observé en 2012. Cette protubérance s'étendait sur plus de 800 000 kilomètres, soit une distance supérieure à deux fois la distance moyenne entre la Terre et la Lune. De tels phénomènes rappellent l'échelle gigantesque des processus physiques qui se déroulent au sein du Soleil.

Pourquoi sont-elles plus froides que la couronne solaire ?

L'un des aspects les plus surprenants des protubérances solaires concerne leur température. La couronne solaire qui les entoure atteint généralement plus d'un million de kelvins. Pourtant, le plasma contenu dans une protubérance est beaucoup plus froid, avec des températures généralement comprises entre 5 000 et 20 000 kelvins.

Une masse de plasma relativement froide et dense peut ainsi subsister dans un environnement plusieurs centaines de fois plus chaud. Comprendre comment cette matière parvient à rester stable dans des conditions aussi extrêmes constitue encore aujourd'hui l'un des grands défis de la physique solaire.

Comment les astronomes les observent-ils ?

Les protubérances solaires sont particulièrement spectaculaires lorsqu'elles sont observées dans la raie Hα, une longueur d'onde caractéristique émise par les atomes d'hydrogène. Dans ces conditions, elles apparaissent comme de fines structures filamenteuses d'un rouge intense.

Lors des éclipses totales de Soleil, elles peuvent être observées à l'œil nu autour du disque obscurci de l'astre. Toutefois, la plupart des observations sont réalisées à l'aide de télescopes solaires équipés de filtres Hα. Ces instruments isolent une bande spectrale très étroite et permettent de révéler des détails invisibles dans la lumière solaire ordinaire.

Peuvent-elles se transformer en éruptions violentes ?

Toutes les protubérances ne restent pas stables durant toute leur existence. Il arrive que la configuration magnétique qui maintient le plasma confiné devienne instable puis finisse par se rompre.

Lorsque cela se produit, d'énormes quantités de plasma peuvent être projetées dans l'espace à des vitesses comprises entre environ 600 et plus de 1 000 kilomètres par seconde. Ces phénomènes sont appelés protubérances éruptives et sont souvent associés aux éjections de masse coronale (EMC), de gigantesques éruptions qui projettent du plasma et des champs magnétiques depuis la couronne solaire vers le reste du Système solaire.

Au cours de leur propagation dans l'espace interplanétaire, ces perturbations interagissent avec le vent solaire et peuvent, dans certaines circonstances, influencer l'environnement spatial des planètes, y compris celui de la Terre. Toutefois, la majorité des protubérances n'entrent jamais en éruption et finissent par se dissiper lentement après une longue période de stabilité.

Quand sont-elles les plus fréquentes ?

Le nombre de protubérances visibles à la surface du Soleil varie au fil du temps. Comme de nombreux autres phénomènes solaires, leur fréquence suit le cycle d'activité solaire, dont la durée moyenne est d'environ onze ans.

Lors des périodes de maximum solaire, lorsque le champ magnétique du Soleil devient plus complexe et plus actif, les protubérances sont nettement plus nombreuses. À l'inverse, elles sont généralement moins fréquentes durant les phases de minimum solaire.

Principaux types de protubérances solaires

Les physiciens solaires classent les protubérances en fonction de l'environnement magnétique dans lequel elles se forment. On distingue généralement trois grandes catégories.

• Protubérances des régions actives. Elles apparaissent dans des zones où le champ magnétique est particulièrement intense et complexe. Ce sont les plus fréquentes et elles restent généralement visibles pendant quelques heures à plusieurs jours.
• Protubérances intermédiaires. Elles se développent dans des régions de transition situées entre les zones actives et de vastes régions magnétiques unipolaires. Leurs caractéristiques sont intermédiaires entre celles des protubérances des régions actives et celles des protubérances quiescentes.
• Protubérances quiescentes. Elles se forment loin des régions actives, dans des zones où le champ magnétique est relativement faible. Ce sont les plus stables et les plus durables. Elles peuvent subsister pendant plusieurs semaines ou plusieurs mois et atteindre des hauteurs supérieures à celles des protubérances des régions actives. Elles sont fréquemment observées aux hautes latitudes héliographiques, à proximité des régions polaires du Soleil.

L'un des grands mystères du Soleil

Malgré des décennies d'observations, de simulations numériques avancées et de modèles théoriques toujours plus sophistiqués, les scientifiques ne comprennent pas encore complètement comment les protubérances solaires se forment ni comment elles parviennent à rester suspendues au-dessus du Soleil.

Comment des quantités aussi considérables de plasma peuvent-elles s'accumuler et demeurer soutenues contre la gravité solaire ? Quels mécanismes permettent à certaines protubérances de rester stables pendant des mois, alors que d'autres finissent par être expulsées dans l'espace ? Ces questions restent ouvertes et continuent d'alimenter les recherches en physique solaire.

Cette combinaison unique de beauté visuelle et de complexité physique fait des protubérances solaires l'un des phénomènes les plus fascinants de l'astronomie moderne. Elles comptent parmi les structures les plus spectaculaires observables sur le Soleil et figurent également parmi les problèmes ouverts les plus passionnants de la physique solaire contemporaine.