Etude de la couronne solaire en 3D et de son évolution avec SOHO ...

tel-00089354, version 1 - 17 Aug 2006
22 II.2. INSTRUMENTATION ET UTILISATION DES DONNÉES
8. Les satellites GOES :
Les satellites GOES mesurent les éruptions solaires avec des capteurs en rayons
X, éruptions souvent vues par SOHO/EIT. Une échelle quantitative de flux reçu est
alors mise en place.
Les bulletins quotidiens d’organismes spécialisés comme le Space Environment Center
(SEC, [222]) résument l’ensemble de l’activité observée depuis les différents observatoires
(Eruptions, Disparition Brusque des Filaments, ...), ce qui peut servir de première
base pour l’analyse multi-longueurs d’onde d’une évolution de structure.
II.2.3 Un exemple d’observation multi-longueurs d’onde avec SO-
HO/EIT
A titre d’exemple nous allons analyser quelles sont les activités présentes le 27 novembre
1998 (Fig. II.13) au niveau de la couronne.
1. Régions Actives :
Correspondant aux taches solaires photosphériques, elles apparaissent comme bipolaires
sur les magnétogrammes (AR4). Sur EIT, souvent des tubes de plasma confinés
par le champ magnétique rejoignent ces bipolarités et forment des “boucles
coronales” (AR3). Elles ont tendance à s’etaler avec le temps (AR1, AR2, AR5).
2. Les Trous Coronaux :
Il s’agit de régions correspondant à des champs magnétiques ouverts, le plasma
s’échappant apparait sombre en UV et brillant sur les cartes radio de Nobeyama.
Généralement polaires (CH1, CH2) ils peuvent aussi être quelquefois présents à
basse latitude.
3. Les Filaments ou Protubérances :
Ce materiel plus froid est visible en Hα comme sombre sur le disque (on parle
alors de filament —FC1—) ou brillant sur le limbe solaire (on parle alors de protubérance).
En fait, il s’agit du même objet —cf FC2— dénommé différement par
les observateurs pour des raisons historiques.
Le champ magnétique se manifeste de nombreuses autres manières que nous analyserons
le moment venu.