Protubérance solaire

Le plasma des protubérances est composé d'hydrogène et d'hélium ainsi que de certains autres éléments plus lourds (les astronomes parlent de « métaux ») comme le calcium ou le sodium. Dans les domaines visible et infra-rouge, on utilise principalement des raies spectrales de l'hydrogène et de l'hélium pour l'étude des conditions physiques (telles que température, pression, champ magnétique et champ de vitesses) qui vont caractériser le plasma. Les protubérances peuvent prendre des formes très variées : pilier, arche, champignon, buisson, draperie, arbre, etc, et ces formes peuvent évoluer. Une protubérance peut ainsi se transformer, disparaître, réapparaître ou fusionner en quelques heures, et subsister plusieurs jours.

L'histoire des sciences rapporte que l'hélium porte son nom en référence au soleil (hélios en grec). En effet, cet élément a été découvert à travers l'analyse spectroscopique de la lumière solaire à la fin du XIX^e siècle par les astronomes français et britannique Jules Janssen et Sir Joseph Norman Lockyer. Plus précisément, cette identification a eu lieu durant l'éclipse solaire du 18 août 1868 et à partir de l'observation d'une certaine « raie jaune » du spectre solaire bien visible dans les protubérances qui peuplent le bord solaire. Cette raie spectrale, en fait un multiplet de l'hélium neutre à une longueur d'onde de 587,6 nm aussi baptisée « D3 » dans la nomenclature de Joseph von Fraunhofer, n'avait alors pas d'équivalent dans les spectres de laboratoires produits sur terre. C'est ainsi que les physiciens ont envisagé l'existence d'un élément particulier, propre au soleil, l'hélium avant de découvrir ce dernier sur terre également. Comme d'autres multiplets de l'hélium, D3 est depuis très largement utilisée par les astronomes pour la détermination des caractéristiques physiques des protubérances, en particulier leur champ magnétique.

Protubérance vue par un télescope amateur.

L'étude moderne des protubérances est particulièrement motivée par leur rôle dans les interactions Soleil-Terre. En effet, le plasma qui les compose est soutenu et confiné au-dessus de la surface solaire dans une boucle du champ magnétique coronal, champ dont la géométrie varie continuellement au cours du temps. Lors de cette évolution permanente, il arrive que la géométrie magnétique ne soit plus capable de confiner le plasma des protubérances. L'expulsion brutale du plasma produit alors des phénomènes éruptifs à grande échelle au niveau du système solaire interne, et en ce qui concerne notre planète, pouvant affecter son environnement au-delà voire en deçà de l'atmosphère exosphérique, en particulier notre magnétosphère. On appelle ces éruptions des éjections de masse coronale.