Les éruptions solaires sont la libération brutale d'énergie magnétique accumulée dans la couronne. Le modèle standard, développé dans les années 1960–70, suppose que la reconnexion des lignes de champ magnétique dans la couronne accélère des électrons qui bombardent ensuite la chromosphère et la chauffent. La matière chauffée se dilate et s'élance vers le haut, un processus appelé évaporation chromosphérique. Cependant, les observations à haute résolution montraient que les flux ascendants apparaissent trop tôt et trop profondément pour être expliqués uniquement par les impacts d'électrons. Ce travail s'inscrit dans une série d'études qui, grâce à de nouveaux instruments comme Sunrise III, tentent de sonder les couches basses de l'atmosphère solaire et de vérifier si le modèle standard correspond à la réalité.
Les observations ont été menées depuis le ballon stratosphérique Sunrise III, qui a atteint une altitude d'environ 37 km, où l'atmosphère ne gêne presque plus. L'instrument SUSI, un spectropolarimètre et imageur ultraviolet, a scanné une région active dans la gamme 310–400 nm. Grâce à la limite de diffraction, la résolution atteinte est d'environ 59 km à la surface du Soleil, soit plusieurs fois mieux que les missions précédentes. Les chercheurs ont analysé les raies spectrales du fer Fe II à 325.59 nm et Fe II à 329.58 nm, qui se forment dans la chromosphère profonde, à une altitude de 0.5–1 Mm. Les décalages Doppler de ces raies ont permis de mesurer les vitesses des mouvements de plasma. Pour comparaison, ils ont utilisé les données de rayons X durs des satellites Fermi/GBM et ASO-S/HXI, ainsi que des calculs de modélisation avec le code RADYN.
Dans la phase pré-éruptive, 5 à 10 minutes avant le début de la croissance impulsive des rayons X durs, des composantes Doppler distinctes avec des décalages de ±10 km/s ont été détectées dans les spectres de Fe II. Les ailes bleues des raies indiquent des flux ascendants, les rouges des flux descendants. L'échelle spatiale de ces flux atteint 60–100 km, ce qui est proche de la limite de résolution de l'instrument. Les flux ascendants sont moins intenses que les descendants et se présentent en bandes étroites le long des bords des régions plus brillantes de descente. Pendant la phase impulsive, le schéma persiste : les composantes bleues et rouges coexistent. De plus, le rayonnement X dur dans la phase pré-éruptive est de nature thermique avec une température d'environ 15 MK, tandis que pendant l'impulsion apparaît une composante non thermique, mais avec un spectre très mou (indice 7–9) et une faible énergie de coupure (10–25 keV). La modélisation avec le programme RADYN utilisant ces paramètres de faisceau d'électrons ne reproduit pas les décalages Doppler observés : les raies synthétisées ne montrent qu'une faible asymétrie des ailes sans composantes marquées à ±10 km/s.
Ces résultats remettent en cause le modèle standard des éruptions solaires. Si les flux ascendants dans la chromosphère profonde apparaissent avant l'arrivée des électrons énergétiques, cela signifie que l'énergie est transportée par un autre mécanisme. Les candidats possibles : la conduction thermique depuis la couronne, les ondes d'Alfvén ou une reconnexion magnétique locale directement dans les couches basses. Aucun de ces mécanismes n'explique encore l'ensemble du tableau. Ce travail se distingue des études voisines par le fait qu'il détecte pour la première fois l'évaporation à de si faibles altitudes et à un stade aussi précoce, en utilisant les raies de Fe II, qui n'avaient jamais été employées pour les éruptions. Cela ouvre une nouvelle fenêtre sur le diagnostic de l'atmosphère solaire inférieure.
Ce sujet devrait évoluer vers une modélisation plus détaillée du transfert d'énergie dans la chromosphère, en tenant compte de la structure inhomogène du champ magnétique. De nouvelles observations avec une résolution temporelle et spatiale encore meilleure seront nécessaires, en particulier dans l'ultraviolet. Il faudra aussi améliorer la sensibilité des détecteurs de rayons X durs pour capter les signaux faibles de la phase pré-éruptive. L'analyse conjointe des données à différentes altitudes de l'atmosphère solaire aidera à construire une image complète de la circulation de la matière pendant une éruption.
Ces résultats influenceront la physique des éruptions solaires, les modèles de météo spatiale et l'interprétation des observations d'éruptions stellaires sur d'autres étoiles.
Mener des observations similaires pour des éruptions plus puissantes et dans d'autres régions actives. Développer de nouveaux modèles numériques incluant la reconnexion locale dans la chromosphère.
Ce travail est directement lié au problème non résolu du transfert d'énergie dans les éruptions solaires : comment l'énergie de la couronne est-elle acheminée vers les couches basses de l'atmosphère ? Les modèles existants ne peuvent pas expliquer l'apparition précoce des flux ascendants. Cela indique la nécessité de revoir les mécanismes de chauffage de la chromosphère et d'accélération des particules.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
L'étude analyse les observations réalisées à bord de Sunrise III dans les raies du Fe II, qui se forment dans la chromosphère profonde, et détecte des composantes Doppler de ±10 km/s, indiquant des écoulements ascendants et descendants. Il est montré que les écoulements ascendants apparaissent 5 à 10 minutes avant la croissance impulsive du rayonnement X dur, et que la modélisation RADYN avec les paramètres du faisceau d'électrons observé ne reproduit pas les décalages observés.
Où est sa force
La force de ce travail réside dans la preuve observationnelle directe d'écoulements ascendants précoces dans la chromosphère profonde, ce qui remet en question le modèle standard des éruptions solaires et ouvre la voie à la recherche de mécanismes alternatifs de transport d'énergie.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
Si les écoulements ascendants précoces ne sont effectivement pas liés au faisceau d'électrons, cela nécessitera de revoir les mécanismes de libération d'énergie dans les éruptions et pourrait influencer notre compréhension du chauffage de la couronne dans son ensemble.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.60, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
L'observatoire stratosphérique Sunrise III a atteint une altitude de 37 km, où le ciel est 100 fois plus transparent pour l'ultraviolet qu'au niveau de la mer. Grâce à cela, une résolution de 59 km sur le Soleil a été obtenue, ce qui est comparable à la taille d'une petite ville.
Dans le roman d'Arthur C. Clarke « Tempête solaire », les éruptions solaires menacent la Terre, mais les mécanismes de leur déclenchement y sont décrits de manière schématique. Ce travail montre à quel point la physique réelle est plus complexe : même dans les couches basses de l'atmosphère d'une étoile se produisent des processus que nous commençons à peine à comprendre.