La déroulement d'une éruption

Schéma pré-éruption

Le déroulement d'une éruption

Une éruption solaire est causee par la libération d'énergie préalablement emmagasinée sous forme d'énergie magnétique dans les régions actives. Les éruptions solaires sont sans aucun doute le phénomènes les plus énergétiques de notre système solaire, de l'ordre de $10^{22}~ J$ , et ont un impact non négligeables sur les environnement planétaires.

Bien que d'énormes progrès aient été faits grâce aux moyens numériques, il reste encore des questions fondamentales pour comprendre toute la physique mis en jeu lors d'une éruption solaire. Cependant, il est possible de comprendre l'évolution d'un éruption de manière simplifiée et globale.

La première étape est de construire la structure meme de l'éruption, le filament ou protubérance ou tube de flux torsadé (cf Figure). Cela prend en général plusieurs jours. Au niveau de la ligne d'inversion des 2 polarité de la région active, les mouvements photosphériques combinés avec de nouveaux épisodes d'émergence de flux conduisent à la formation d'arcades cisaillées. Ces boucles cisaillées vont alors reconnectées les unes avec les autres pour former un filament (cf animation).

Au niveau de la photosphère, $\beta >1$ , i.e., les mouvements photospheriques du plasma déplacent les tubes de flux magnétiques émergés dans la couronne. En réponse à ces mouvements photosphériques, le filament s'élève tout d'abord lentement, puis est soudainement éjecté dans l'atmosphère solaire à des vitesses pouvant atteindre plusieurs milliers de km. s-1. C'est une éjection de masse coronale qui va par la suite se propager dans le milieu interplanétaire et le modifier.

Le principe de base pour expliquer le decollage impulsif d'une CME est la perte d'équilibre entre les forces appliquées sur le filament. Puisque le champ magnétique domine, on peut considérer que seule la force de Lorentz est active sur le tube de flux. C'est la force entre un courant et le champ magnétique, telle que : $\vec F_L = \vec j \times \vec B$ . Cette force peut s'exprimer en fonction de 2 composantes. Sachant que $\mu_0 \vec j = \vec \nabla \times \vec B$ (Equation d'Ampère), $\vec F_L = \frac{1}{\mu_0}(\vec \nabla \times \vec B) \times \vec B$ . En utilisant les identité vectorielles, on peut décomposer la force de Lorentz telle que : $\vec F_L = -\frac{\vec \nabla \vec B^2}{2 \mu_0} + (\vec B \cdot \vec \nabla)\vec B$ . Le premier terme correspond à la pression magnétique et le deuxieme à la tension magnétique.

Au debut, le filament est maintenu dans la couronne grace à la tension magnétique des arcades magnétiques du champ ambiant qui est plus grande que la pression magnétique du tube de flux. Au fur et à mesure que le tube de flux s'élève dans la couronne, la tendance s'inverse, ce qui a pour conséquence l'envol du tube de flux qui n'est plus efficacement confiné par le champ B ambiant.

Une conséquence de la montée et de l'éjection du tube de flux est le développement d'une zone de reconnexion magnétique sous le tube de flux (cf Figure). Le changement de connectivité (lignes des champ se 'brisent' et se 'reforment' différemment) dans cette région conduit à la formation de 1) flux magnétique qui s'enroule autour du tube de flux torsadé déjà existant (i.e., augmentant la pression magnétique du tube de flux) et 2) des boucles post éruptive bas dans la couronne.

C'est également dans cette zone spécifique que l'énergie magnétique accumulée dans la région active est transférée sous forme d'énergie thermique et cinétique au plasma ambiant. Lors de l'éjection du tube de flux, une partie de l'énergie est également transférée à la CME sous forme d'énergie cinétique, ayant pour conséquence l'accélération globale de la structure jusqu'à quelques milliers de km.s^-1