Les émissions UV

Le Soleil est observé dans quasi la totalité du spectre électromagnétique. Les températures atteintes lors des éruptions et la composition chimique de la couronne implique que les boucles post-éruptives et les rubans sont principalement observés dans le domaine Ultra-violet. Cela correspond notamment aux raies de transition atomique du Fer ionisé plusieurs fois et excité.

• Au niveau des sites d'impact chromosphériques du flux de chaleur, le milieu est exité localement. Les ions lourds sont alors éxités par collision entre eux et changent d'état d'énergie. Lors du refroidissement, ces éléments chromosphériques dépeuplent les niveaux d'énergie par désexitation radiative et émettent des photons (processus identique aux raies d'émission de l'hydrogène en Hα). Observationnellement on remarque la formation de ce que l'on appelle des rubans d'éruptions localisés aux pieds des boucles post-eruptives
• De plus le flux de chaleur va chauffer le plasma chromosphérique. Ce dernier, plus chaud, va se dilater et a remplir progressivement la boucle post-eruptive, c'est l'évaporation chromosphérique. shema de l'evaporation chromospheric. Comme ci-dessus, c'est en se refroidissant que les ions du plasma se désexitent et émettent des photons. On observe ainsi le plasma se refroidissant dans les boucles post-eruptives ce qui permet d'obtenir une informations sur la géométire des boucles après l'éruption

Films rubans et boucles post eruptives

En utilisant plusieurs filtres, on peut osberver les différentes raies. Chaque raies correspond à une transition atomique d'un élément à une température donnée. En combinant les différentes observations il est possible d'estimer le profil thermique des structures post-éruptives. Le plasma qui émet en UV est contenu dans les boucles magnétiques résultant de l'éruption. Les observations UV permettent ainsi d'observer l'évolution dynamique du champ magnétique durant l'éruption (cf films).

Le rayonnement

Les particules accélérées au site de reconnexion peuvent etre également observé indirectement en rayons X et γ. Apres avoir été accélérées, les particules vont suivre les lignes de champ magnétiques. En effet, même pour des particules très énergétiques, voire relativistes, le rayon de Larmor (q est la charge de la particules; m sa masse; v, sa vitesse et B, la magnitude du champ magnétique) est de l'ordre de quelques mètres à quelques kilomètres et est donc petit devant la taille des structures magnétiques coronales qui sont de l'ordre de 10 à 100 Mm.

Parmis les particules accélérées, on trouve bien évidement les électrons. Lorsque les électrons pénètrent dans la couche chromosphérique plus dense, ils vont intéragir avec les ions du milieu ambiant. Comme pour toutes particules chargées, lorsque les électrons s'approchent trop pres d'un ion chargé positivement, il est soumis à la force electrostatique de l'ion. Cette interaction a pour resultat de dévier l'électron de sa trajetoire.

Figure de l'interaction electrons-protons et de l'emission d'un gamma

La modification de la trajectoire est équivalent à une décélération de la particules, ce qui équivaut à une perte d'énergie. Cette perte d'énergie se traduit alors par l'émission d'un photon. Lors des éruptions solaires, on mesure le rayonnement X dur entre 50 keV et 800 keV, correspondant à des photons émis par des électrons de 100keV à 1MeV.

Sur le meme modèle de rayonnement, on observe également des X-mou de 1keV à 20 keV. Ces X resultent du rayonnement de freinage du plasma thermique (distribution maxwellienne) chauffé au minimum à 7 MK.

Ces émissions en X sont détectées grace au satellite RHESSI et fournissent la meilleure indication que des electrons sont accélérées au site de reconnexion. Comme pour les rubans d'éruptions, les sources X et γ sont localisées au pieds des boucles post-éruptives et sont en générales superposabels aux rubans (cf Films).

Le rayonnement gamma

Comme pour les électrons, les ions sont accélérés à haute énergies et impactent la chromosphẻre, ils exitent les ions du milieu ambiant. Lorsque ces ions excités se désexitent, ils émettent un photon ainsi que des neutrons secondaires et des positrons. Pour les ions, la gamme de fréquence d'émission des photons est celle des rayons γ, plus énergétiques que les rayons X. D'autres émissions découlent de l'exitation des ions chromospheriques. Les neutrons secondaires peuvent etre recapturer par les protons du milieu ambiant, fromant du Deuterium. Lors de sa desexitation, ce deuterium émet un photon à 2,2 MeV. Les positrons quand à eux seront alors annihiler avec les électrons du milieu et l'énergie résultante est de 511 keV.

Tandis que le rayonnement X mettent en évidence que les électrons peuvent être accélérés jusqu'à plusieurs MeV au site de reconnexion, le rayonnement gamma montrent que les ions sont également accélérés à haute énergie. Comme pour les émissions UV, lorsque le signal est suffisant il est possible d'imager la source d'émission gamma. Bien que légèrement decallé par rapport aux X-durs, les sources gamma sont localisées au niveua des rubans d'éruption, i.e., au pieds des boucles post-eruptive.

Contrairement au rayonnement X, le rayonnement γ est de plus haute énergie et il n'y a actuellement aucun instrument dédié pour observer les γ d'origine solaire. Nous manquons donc ici d'observations pour tester directement les théories.

Emission synchrotron

En plus du rayonnement UV, X et γ, les phénomènes solaires émettent largement en onde radio. La gamme de longueur d'ondes des émission radio solaire s'étend de quelques dizaine de GHz dans la couronne solaire, ce sont les micro-ondes (domaine centimétriques), à quelques kHz (ondes kilométriques) au voisinage de la Terre. Les processus d'émission diffèrent en fonction du milieu et du phénomènes physique qui le crée.

Dans la couronne solaire les électrons énergétiques presque relativistes (100keV à qlqes MeV) émettent un rayonnement synchrotron. Ce rayonnement est généré par la giration des électrons dans un champ magnétique. Chaque électrons émet indépendamment des uns des autres, i.e., le rayonnement est incohérent et couvre une large gamme de fréquence. Etant donné l'intenisté du champ magnétique dans les région actives, qlqe centaine de Gauss, on considère que l'émission synchrotron est le mécanisme responsable des sources radio observés entre une centaine de MHz et qlqes GHz.

La fréquence à laquelle l'électron émet est la fréquence cyclotronique qui n'est autre que la fréquence de giration de l'életrons dans un champ B, i.e., (cf calcul de la trajectoire d'une particules dans un champ B). En utilisant les valeur numérique pour la charge et la masse de l'électron, cette fréquence cyclotronique ne dépend plus que de la valeur du champ magnétique : .

D'après l'expression ci dessus, lorsque le champ magnétique diminue, la fréquence d'émission diminue également. Dans la couronne solaire, le champ magnétique devient de plus en plus faible avec l'altitude. On s'attend donc à observer une diminution de la fréquence d'émission au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil.

Figure : spectre dynamique avec une emission synchrotron et des type III.

Emission plasma cohérente

Après avoir été accélérés au site de reconnexion, les électrons précitent vers la surface solaire, mais peuvent également s'échapper vers l'espace interplanétaire le long de lignes de champ magnétiques ouvertes. La propagation de ces faisceau d'électrons énergétiques dans un plasma à plus basse température entraine la formation d'une instabilité plasma. Cette instabilité produit des ondes de langmuir qui sont émises à une fréquence proche de la fréquence plasma . Les ondes de Langmuir sont des ondes electrostatiques et ne se propagent donc pas seules. Ce n'est qu'après leur conversion en ondes électromagnétiques qu'elles pourront se propager et etre observer. La fréquence des ondes electromagnetiques est proche de cette fréquence plasma. Ce processus d'émission est dit cohérent puisque c'est processus du à une distribution et non à des particules individuelles.

La fréquence plasma est proportionnelle à la densité du plasma ambiant. D'après les observations et en accord avec une atmosphère solaire hydrostatique, la densité de l'héliosphère décroit avec la distance au Soleil. Ainsi lorsqu'un faisceau d'électron se propage dans le milieu interplanétaire, la fréquence de l'emission radio decroit au fur et a mesure que le faisceau s'éloigne du Soleil. Les faisceau d'électrons étant rapide (proche de la vitesse de la lumière), la dérive de l'émission en temps et fréquence est rapide également. Sur les spectres dynamiques on n'observe quasiment pas de dérive en temps. On apelle ces emission radio des émission de type III

Un second phénomène solaire associé à une émission plasma cohérente du type instabilité faisceau plasma est le choc crée en amont des éjections de masse coronale. Au niveau du choc, des électrons sont accélérés générant localement des faisceaux d'électrons plus rapide que les électrons du milieu ambiant. Comme ci-dessus, cea entraine l'émission d'onde électrostatique à la fréquence plasma qui se recombinnent pour donner des ondes électromagnétiques. Les faisceaux d'électrons sont concentrés au niveau du choc de l'éjection de masse coronale, et c'est donc la vitesse de la CME qui défini la vitesse de propagation des faisceaux dans le milieu interplanétaire ou la densité decroit avec la distance au Soleil. Comme pour les typee III, la fréquence d'émission diminue avec le temps mais la vitesse de dérive plus lente que les type III. Ce sont des types II, signatures d'un choc crée par une CME.