La sonde Solar Orbiter de l'ESA a permis de découvrir qu'une éruption solaire est déclenchée par des perturbations initialement faibles qui s'intensifient rapidement. Un ensemble inédit d'observations réalisées grâce au travail complémentaire de quatre instruments de la sonde offrent l'image la plus complète jamais obtenue d'une éruption solaire. L'étude est parue dans Astronomy&Astrophysics.
Les éruptions solaires sont de puissantes explosions qui apparaissent à la surface du Soleil. Elles se produisent lorsque l'énergie stockée dans des champs magnétiques enchevêtrés est soudainement libérée par un processus appelé « reconnexion ». En quelques minutes, des lignes de champ magnétique entrecroisées de directions opposées se rompent puis se reconnectent. Ces lignes de champ nouvellement reconnectées peuvent rapidement chauffer et accélérer du plasma à des millions de degrés, et accélérer des particules à haute énergie, loin du site de reconnexion. Mais les mécanismes précis de la libération si rapide de cette quantité colossale d'énergie restaient jusqu'alors mal compris.
Presque toutes les grandes éruptions solaires (c’est-à-dire les événements de classe M et X, avec des flux de rayons X mous > 10⁻⁵ W m⁻² ) sont causées par une déstabilisation catastrophique d’un filament – un tube de flux magnétique très torsadé et finement structuré, composé de gaz chromosphérique plus froid et plus dense, dans la couronne plus chaude et moins dense, à des températures de l’ordre du million de kelvins. On pense également que de telles éruptions de filaments provoquent des éruptions stellaires (Namekata et al. 2021). Mais les processus qui déstabilisent le tube de flux et les mécanismes de libération d'énergie magnétique au début d'une éruption solaire font l'objet d'un débat de longue date. Parmi les modèles importants figurent les processus magnétohydrodynamiques (MHD) tels que les instabilités de type "kink et tore" (Hood & Priest 1979 ;Török et al. 2004 ;Kliem & Török 2006 ), l'évasion magnétique (Antiochos et al. 1999 ), ou un processus dit de "coupe de la corde" (Moore et al. 2001).
Tous ces processus impliquent nécessairement une reconnexion à un stade donné de l'évolution de l'éruption, au cours de laquelle l'énergie magnétique est libérée et convertie en d'autres formes. Des observations antérieures en micro-ondes d'une grande éruption solaire ont révélé une décroissance rapide du champ magnétique coronal (d'environ 5 Gauss par seconde), que l'on suppose être causée par une diffusion magnétique turbulente. En raison des échelles spatiales intrinsèquement petites de quelques centaines de kilomètres et des échelles de temps rapides de quelques secondes sur lesquelles les processus magnétiques impulsifs sont observés dans la couronne, des observations coronales à haute résolution (spatiale et temporelle) sont cruciales pour capturer la dynamique magnétique, telle que tracée par les structures du plasma, et pour étudier divers aspects du processus d'éruption.
Lakshmi Pradeep Chitta (Institut Max Planck pour la recherche sur le système solaire) et ses collaborateurs rapportent aujourd'hui des observations coronales à haute résolution d'une éruption qui ont été réalisées par la mission Solar Orbiter. Ces observations de l'éruption solaire majeure de classe M7.7 datant du 30 septembre 2024 révèlent des événements de reconnexion magnétique sur des échelles de temps de quelques secondes tout au plus. Leurs observations dévoilent le moteur principal d'une éruption et soulignent le rôle crucial d'un mécanisme de libération d'énergie magnétique en avalanche.
Les images à haute résolution de l'instrument EUI (Extreme Ultraviolet Imager) de la sonde Solar Orbiter ont en effet permis de zoomer sur des structures de quelques centaines de kilomètres de diamètre seulement dans la couronne solaire, l'atmosphère externe du Soleil , et de capturer des changements toutes les deux secondes. Trois autres instruments – SPICE, STIX et PHI – ont analysé différentes profondeurs et régimes de température, de la couronne jusqu'à la surface visible du Soleil (ou photosphère). Ces observations ont notamment permis aux chercheurs d'observer la progression des événements qui ont conduit à l'éruption solaire qui a commencé aux alentours de 23h47 en temps universel (UT) ce 30 septembre 2024, sur une période d'environ 40 minutes.
Chitta et ses collaborateurs ont eu la chance inouïe d'observer les prémices de cette éruption solaire avec une si grande précision. Des observations aussi détaillées et à haute cadence d'une éruption ne sont généralement pas possibles, en raison des fenêtres d'observation limitées et de l'espace mémoire considérable que ces données occupent sur l'ordinateur de bord de la sonde.
Cet ensemble inédit d'observations d'une éruption solaire de magnitude 7,7 par Solar Orbiter révèle une image complète du mécanisme central des phases de pré-éruption et d'impulsion, sous la forme d'une avalanche magnétique. Les chercheurs montrent que l'accélération des particules non thermiques est étroitement liée à la reconnexion magnétique au sein même du filament de flux magnétique. Dans la basse atmosphère, les signatures du transport d'énergie se manifestent par des amas de plasma qui se produisent en "pluie" sur une longue période, avant même la phase d'impulsion de l'éruption.
Selon les chercheurs, la combinaison de l'émergence d'un flux magnétique à travers l'atmosphère, de sa convergence et de son annulation près de la ligne d'inversion de polarité, couplée à des mouvements de cisaillement de surface, charge l'énergie magnétique dans un tube de flux magnétique contenant un filament, qui est finalement libéré sous forme d'éruption solaire par une instabilité. Et ces processus sont étroitement régis par des mouvements convectifs qui évoluent sur des échelles de temps de l'ordre de 10 minutes. Bien qu'ils ne puissent pas déterminer la distribution de la libération d'énergie magnétique au fil du temps (en raison du manque d'observations du champ magnétique coronal), ces nouvelles observations suggèrent que la reconnexion progresse sur des échelles de temps aussi courtes que 2 s.
En raison de l'important décalage temporel entre la convection de surface et la reconnexion atmosphérique, le moteur photosphérique et la région d'éruption coronale sont dynamiquement découplés. Malgré cela, les observations en UV et rayons X révèlent une progression claire des événements de reconnexion, initialement faibles, vers des événements progressivement plus énergétiques. Cette progression se manifeste également dans le tube de flux contenant le filament lui-même, où les signatures de reconnexion s'amorcent entre quelques brins vers 23h46 TU et se propagent rapidement à l'ensemble du filament en l'espace de deux minutes. Chitta et son équipe suggèrent donc que la libération d'énergie magnétique se produit par un processus de type "avalanche", et les observations montrent que ce processus est capable de générer un chauffage du plasma sur une large gamme de températures.
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Des concepts simples d'avalanche ont déjà été invoqués pour expliquer la distribution statistique en loi de puissance des flux X d'un grand nombre d'éruptions. Un modèle MHD complet du comportement en avalanche montre comment l'instabilité et la reconnexion d'un filament magnétique (c'est-à-dire un minuscule tube de flux élémentaire) pourraient rendre instables les filaments voisins dans une avalanche MHD (Hood et al. 2016 ;Reid et al. 2023). Les observations de Chitta et al. sont cohérentes avec ce scénario. Elles révèlent comment les avalanches de reconnexion, se produisant dans différentes parties du système (le système de boucles complexes et le tube de flux principal en éruption) à différentes étapes, évoluent de manière cohérente pour produire les caractéristiques observées de l'éruption.
Ce mécanisme, mis en évidence par les observations de Solar Orbiter, offre ainsi une explication naturelle à l'universalité de la distribution en loi de puissance de l'énergie des éruptions dans les étoiles de la séquence principale. En conclusion, les auteurs suggèrent qu'une telle reconnexion rapide à petite échelle dans et autour du tube de flux éruptif peut également imiter les effets de la diffusion magnétique turbulente qui ont été décrit en 2020 par Fleishman et al.
Source
A magnetic avalanche as the central engine powering a solar flare
L. P. Chitta et al.
Astronomy&Astrophysics Volume 705 (21 January 2026)
https://doi.org/10.1051/0004-6361/202557253
Illustrations
1. L'éruption du 30 septembre 2024 imagée par Solar Orbiter (Chitta et al.)
2. Lakshmi Pradeep Chitta
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