The magnetic activity of the Sun follows a typical 11-year cycle, and its previous minimum occurred during the years 2008-2009. During this minimum, the bright "surface" of our star was nearly devoid of dark sunspots, which are the sites from which large flares and eruptions typically originate. The new cycle has entered its rising phase in 2010, with the appearance of new spots. Since then, however, only minor flares had taken place in the solar atmosphere. Solar physicists from the Observatoire de Paris commit themselves to comparing solar observations with their theoretical models for flares and eruptions. Their aim : to better understand - and on the long run to predict - these energetic phenomena, that are of major importance for Solar-Terrestrial relations. Solar eruptions of this magnitude can cause perturbations in the telecommunications from the ground and in space, as well as in electric power distribution systems. The most intense solar flares are triggered in the upper part of the solar atmosphere - the corona - within plasma loops that contain strong magnetic fields and electric currents, and which are rooted lower down in sunspots and their vicinity. The active region NOAA 11158 started to emerge on February 10. During several days, the magnetograph HMI onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) spacecraft followed the growth of several sunspots and their relative displacements (Figure 1). This emergence allowed magnetic fields to deploy in the corona, through which electric currents got amplified as a result of the observed shearing motions. These are evidenced by the slow expansion and the developing writhe of the magnetic loops above the sunspots as revealed by the AIA telescopes onboard SDO, which continuously observe the entire Sun in 8 extreme ultraviolet (EUV) wavelengths simultaneously. During four days, this active region hosted several modest flares and a medium one.

EruptionX_Fig1_SDO_HMI_AIA_en.png Figure 1 : Zoom on the active region NOAA 11158, observed on February 15, 2011 at 1h55 UT by two instruments onboard the SDO spacecraft. On February 15 à1h55 UT, a solar flare of class X2 was triggered inside the active region. A related halo coronal mass ejection (CME) was launched during the peak of the flare. One of SOHO’s telescopes measured its speed to be slightly less that 1000 kilometers/second. The impact of the CME with Earth’s magnetosphere produced auroras that were visible down to unusually low latitudes. Several observations highlight that this eruption produced a burst of accelerated particles, which propagated towards the Sun’s surface as well as into the interplanetary medium. On the one hand, the precipitation of accelerated electrons in the chromosphere produced not only hard X-ray emitting sources as being identified by the RHESSI satellite, but also elongated EUV brightenings as observed by AIA (Figure 1, lower panel), which ended up saturating the images in all observed wavelengths (Figure 2, left panel). On the other end, an increase of the proton flux was recorded in the vicinity of Earth by the satellite GOES. On February 15 à 1h55 UT, a solar flare of class X2 was triggered inside the active region. A related halo coronal mass ejection (CME) was launched during the peak of the flare. One of SOHO’s telescopes measured its speed to be slightly less that 1000 kilometers/second. The impact of the CME with Earth’s magnetosphere produced auroras that were visible down to unusually low latitudes. Several observations highlight that this eruption produced a burst of accelerated particles, which propagated towards the Sun’s surface as well as into the interplanetary medium. On the one hand, the precipitation of accelerated electrons in the chromosphere produced not only hard X-ray emitting sources as being identified by the RHESSI satellite, but also elongated EUV brightenings as observed by AIA (Figure 1, lower panel), which ended up saturating the images in all observed wavelengths (Figure 2, left panel). On the other end, an increase of the proton flux was recorded in the vicinity of Earth by the satellite GOES. During the impulsive phase of the flare, and before the appearance of the halo CME around the Sun, a fast and oval-shaped front propagating over the whole solar disc was revealed by a data treatment of the SDO images (Figure 2, right panel). These propagation fronts are commonly interpreted as the manifestation of a magneto-sonic wave launched in the corona, either by the impulsive heating from the flare, or by the fast expansion of the related mass ejection.

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Figure 2 : Extreme ultraviolet images of the Sun obtained with SDO/AIA during the X-class flare. Left panel : composite image at three wavelengths (in false colors) of the eruption in the southern hemisphere. Right panel : difference image, at a given wavelength, highlighting the propagation of a bright front all over the Sun. Movies of the eruption at different wavelengths, realized by C. Schrijver,

are avalailable (download [324 Mb] or embedded player) This exceptional event is already being investigated by a research team from the LESIA* using a model for solar-eruptions. This long-term project is based on 3D magneto-hydrodynamics (MHD) numerical simulations which run on the computers of the "Division Informatique" of Observatoire de Paris. The evolution of the simulated electric currents and magnetic fields presents strong morphological similarities with the event observed with SDO. Within the simulation, the analyzis of the magnetic reconnection mecanism and of the expansion of the twisted magnetic field lines (Figure 3, left panel) relies on numerous studies carried at the Observatoire de Paris over the last ten years. The peculiar geometry of the EUV brightenings can be explained by magnetic reconnection in "quasi-separatrix layers" (Figure 3, middle panel). In addition, the analyzis reveals that the propagation of the perturbation originating from the flare site would not be due to a magneto-sonic wave, but rather to the amplification of electric currents on the edge of the CME, as it pushes away the surrounding coronal magnetic fields (Figure 3, right panel).

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Figure 3 : Results from a 3D magneto-hydrodynamics numerical model showing the magnetic field structure at the onset of the simulated eruption (left and middle panels) and during the expansion of the coronal mass ejection (right panel).

The last registered solar eruption of similar intensity dates back from December 13, 2006. The solar cycle therefore has clearly restarted, after a two-year break. The SDO satellite, launched on February 11, 2010, reached its nominal observation orbit one year ago and now provides an unprecedented opportunity for researchers to collect outstanding new sets of data, in order to test and refine their models and to stimulate new ideas.

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References Solar Dynamics Observatory : homepage Aulanier G., Török T., Démoulin P. & DeLuca. E.E. : Formation of torus-unstable flux ropes and electric currents in erupting sigmoids Astrophysical Journal, 708, 314 (2010) Contact Guillaume Aulanier (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA) Etienne Pariat (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA) Pascal Démoulin (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA) *The Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique LESIA from the Observatoire de Paris is associated to the CNRS, to Université Pierre et Marie Curie, and to Université Paris-Diderot

Dernière modification le 4 mars 2013

L’activité magnétique du Soleil suit un cycle d’environ 11 ans et le dernier passage par le minimum s’est produit en 2008-2009. Pendant cette durée, la "surface" brillante de l’astre s’est montrée quasiment exempte de taches solaires sombres, lieux de déclenchement favoris des éruptions. Le nouveau cycle est entré en phase croissante en 2010, avec l’apparition de nouvelles taches. Mais jusqu’à présent, seules de petites éruptions avaient eu lieu dans l’atmosphère solaire. Les physiciens de l’Observatoire de Paris s’attachent à comparer les observations avec leurs modèles théoriques d’éruptions solaires. Objectif : tenter de mieux cerner - et à terme de prévoir - ces phénomènes d’une importance majeure pour les relations Soleil-Terre. Les éruptions de cette puissance peuvent provoquer des perturbations des télécommunications au sol et dans l’espace ainsi que des systèmes de distribution du courant électrique.

Les éruptions solaires les plus intenses se déclenchent dans la partie supérieure de l’atmosphère solaire - la couronne - au sein de boucles de champs magnétiques et de courants électriques intenses ancrées, plus bas, dans des taches solaires. La région active NOAA 11158 a commencé à apparaître dès le 10 février. Le magnétographe HMI du satellite Solar Dynamics Observatory (SDO) a suivi pendant plusieurs jours la croissance et le déplacement de taches les unes par rapport aux autres

(Figure 1). Cette émergence a permis à des champs magnétiques

de se déployer dans la couronne, et les mouvements de cisaillement observés ont conduit à y amplifier des courants électriques. Cest ce qu’indiquent l’expansion lente et la géométrie vrillée des boucles magnétiques observées au-dessus des taches par les télescopes AIA de SDO, qui observent continuellement la totalité du Soleil simultanément dans 8 longueurs d’ondes du rayonnement extrême ultraviolet (EUV). Pendant quatre jours, cette région a été le siège de plusieurs éruptions modestes et d’une éruption de taille moyenne.

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Figure 1 : Zoom sur la région active NOAA 11158, observée le 15 février 2011 à1h55 UT par les instruments du satellite SDO.

Le 15 février à1h55 TU, une éruption de classe X2 s’est déclenchée au coeur de la région concernée. Elle s’est accompagnée d’une éjection de masse coronale (CME) en halo. L’un des télescopes àbord de l’observatoire solaire européen SOHO a mesuré sa vitesse d’éjection àun peu moins de 1000 kilomètres/seconde. L’impact de cette CME avec la magnétosphère terrestre a produit des aurores polaires visibles àdes latitudes inhabituellement basses.

Plusieurs observations indiquent que cette éruption a été le siège d’une accélération soudaine de particules, qui se sont propagées aussi bien vers la surface du Soleil que dans le milieu interplanétaire. D’une part la précipitation d’électrons dans la chromosphère a produit des sources d’émissions en rayons X-durs identifiées par le satellite RHESSI, ainsi que des embrillancements allongés observés en EUV par AIA (Figure 1, bas), qui ont fini par saturer les images dans toutes les longueurs d’ondes observées (Figure 2, gauche). D’autre part un accroissement du flux de protons a été observé au voisinage de la Terre par le confrère GOES.

Le 15 février à 1h55 TU, une éruption de classe X2 s’est déclenchée au coeur de la région concernée. Elle s’est accompagnée d’une éjection de masse coronale (CME) en halo. L’un des télescopes à bord de l’observatoire solaire européen SOHO a mesuré sa vitesse d’éjection à un peu moins de 1000 kilomètres/seconde. L’impact de cette CME avec la magnétosphère terrestre a produit des aurores polaires visibles à des latitudes inhabituellement basses.

Plusieurs observations indiquent que cette éruption a été le siège d’une accélération soudaine de particules, qui se sont propagées aussi bien vers la surface du Soleil que dans le milieu interplanétaire. D’une part la précipitation d’électrons dans la chromosphère a produit des sources d’émissions en rayons X-durs identifiées par le satellite RHESSI, ainsi que des embrillancements allongés observés en EUV par AIA (Figure 1, bas), qui ont fini par saturer les images dans toutes les longueurs d’ondes observées (Figure 2, gauche). D’autre part un accroissement du flux de protons a été observé au voisinage de la Terre par le confrère GOES. Au cours de la phase impulsive de l’éruption, et avant l’éjection de masse coronale, un front de propagation rapide de forme ovale a pu être mis en évidence par traitement des images de SDO (Figure 2, droite). Ces front de propagation sont communément interprétés comme étant la manifestation d’une onde magnéto-acoustique engendrée dans la couronne, soit par le chauffage brutal de l’éruption, soit par l’expansion rapide de l’éjection de matière.

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Figure 2 : Images du Soleil en extrême ultra-violet observées par SDO/AIA pendant l’éruption de classe X. A gauche : image composite de trois longueurs d’ondes (en fausses couleurs), permettant de voir l’éruption dans l’hémisphère sud. A droite : image de différence àune longueur d’onde donnée, permettant de voir la propagation d’un front brillant en projection sur la totalité du disque solaire. Les films de l’éruption dans différentes longueurs d’ondes peuvent être visualisés sur une animation réalisée par Carolus Schrijver (àtélécharger [324 Mb] ou àvoir en ligne).

Une équipe de chercheurs du LESIA* est d’ores et déjà en train d’analyser cet événement exceptionnel, grâce à un modèle de déclenchement des éruptions. Ce travail de longue haleine repose sur des simulations numériques 3D de magnétohydrodynamique (MHD), effectuées sur les machines de calcul de la Division Informatique de l’Observatoire de Paris. L’évolution des courants électriques et des champs magnétiques simulés, en particulier, semble montrer des ressemblances avec la morphologie des phénomènes relevés par SDO.

L’analyse dans la simulation des phénomènes de reconnexion magnétique et d’expansion rapide des lignes de champs magnétiques vrillés (Figure 3, gauche) repose sur plusieurs études menées à l’Observatoire de Paris depuis plus de dix ans. Elle s’avère expliquer la géométrie des embrillancements EUV par la reconnexion magnétique dans des "quasi-séparatrices" (Figure 3, milieu), et elle semble indiquer que la propagation de la perturbation issue du site de l’éruption ne serait pas dûe à une onde magnéto-sonore, mais plutôt à la génération de courants électriques sur les bords de l’éjection de masse coronale qui repousse les champs magnétiques environnants (Figure 3, droite).

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Figure 3 : Résultat d’un modèle numérique en magnétohydrodynamique 3D, montrant la structure du champ magnétique juste au démarrage de l’éruption simulée (àgauche et au milieu) et pendant l’expansion de la CME (àdroite).

La dernière éruption solaire de cette intensité enregistrée remontait au 13 décembre 2006. Entretemps, le satellite SDO lancé le 11 février 2010 a atteint son poste de travail, il y a un an. Le cycle d’activité solaire a bel et bien redémarré après environ deux années de pause. Ceci offre aux chercheurs l’opportunité d’acquérir un ensemble de données inégalé afin de tester leurs théories et de contraindre le développement de nouvelles idées en gestation.

Références

Solar Dynamics Observatory : homepage

Aulanier G., Török T., Démoulin P. & DeLuca. E.E. : Formation of torus-unstable flux ropes and electric currents in erupting sigmoids Astrophysical Journal, 708, 314 (2010)

Contact

Guillaume Aulanier (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA)

Etienne Pariat (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA)

Pascal Démoulin (Observatoire de Paris, CNRS, LESIA)

*Le Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique LESIA de l’Observatoire de Paris est associé au CNRS, à l’Université Pierre et Marie Curie, à l’Université Paris-Diderot

Dernière modification le 22 février 2013