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Dernière mise à jour 10 août 2025

Mars 2010 : L’anneau de feu capturé par l’Observatoire SDO

Anneau de feu solaire observé par SDO (30 mars 2010)

Un événement solaire spectaculaire

En mars 2010, quelques semaines après son lancement, le Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA a enregistré l’une de ses premières images marquantes : une protubérance solaire en forme d’anneau, visible dans l’ultraviolet extrême (304 Å). Cette structure, souvent appelée « anneau de feu » par analogie visuelle, correspond à un vaste arc magnétique chargé de plasma chaud s'étendant sur près de 300 000 kilomètres, soit environ 25 fois le diamètre terrestre. Sa morphologie annulaire résulte de la projection tridimensionnelle d’un flux de plasma confiné par les lignes de champ magnétique coronales.

Caractéristiques de l'anneau solaire observé
ParamètreValeurInstrumentBande spectrale
Diamètre~300 000 kmAIA193 Å (Fe XII)
Température1-2 millions KAIAMulti-bandes
Durée de vie~48 heuresAIA/HMISuivi temporel
Énergie magnétique~1025 JHMIMagnétogrammes

Source : NASA SDO Science Publications et Solar Physics Journal (2011).

Physique des anneaux coronaux

Ces structures, appelées boucles coronales, sont formées par du plasma suivant les lignes du champ magnétique solaire. La température du plasma dans ces régions peut atteindre \(1-3 \times 10^6\) kelvins. L'équation gouvernant l'équilibre magnétique est : \( \nabla p = \frac{1}{\mu_0} (\nabla \times \mathbf{B}) \times \mathbf{B} \) où \(p\) est la pression du plasma et \(\mathbf{B}\) le champ magnétique.

La protubérance observée présentait des températures allant de \(5\times 10^4\ \mathrm{K}\) (plasma de transition) à plus de \(10^6\ \mathrm{K}\) (plasma coronal). Les densités électroniques typiques atteignent \(10^9 - 10^{11}\ \mathrm{cm^{-3}}\) - extrêmement dense pour un plasma astrophysique, et les vitesses d’éjection peuvent dépasser \(500\ \mathrm{km\ s^{-1}}\) - environ 0,17% de la vitesse de la lumière et est comparable à un vent solaire rapide ou à une éjection stellaire modérée..

N.B. : La densité électronique représente le nombre d’électrons libres par unité de volume.

Mécanismes en jeu

L’« anneau de feu » est la manifestation visuelle d’une reconnexion magnétique : les lignes de champ se réarrangent brutalement, libérant de l’énergie et propulsant du plasma. Le scénario probable est celui d’un flux rope magnétique instable (instabilité de kink ou torus) qui s’élève et entraîne du plasma dense de la chromosphère, visible dans la bande He II 304 Å.

Qu'est-ce qu'une reconnexion magnétique ?

La reconnexion magnétique est un processus fondamental en physique des plasmas où les lignes de champ magnétique se brisent et se reconnectent, convertissant l'énergie magnétique en énergie cinétique et thermique. Ce phénomène explique :

Un exemple typique est observé lors de l’« anneau de feu » solaire, où la reconnexion magnétique entraîne la formation de boucles coronales brillantes visibles dans l’ultraviolet extrême, signature d’un plasma porté à plusieurs millions de kelvins.

Tableau comparatif entre un anneau de feu et une protubérance

Comparaison entre un anneau de feu solaire (SDO) et une protubérance typique
ParamètreAnneau de feu (mars 2010)Protubérance typiqueSource
Température\(5\times 10^4\) à \(1.5\times 10^6\) K\(8\times 10^3\) à \(1\times 10^6\) KNASA/SDO AIA
Densité électronique\(10^9 - 10^{11}\ \mathrm{cm^{-3}}\)\(10^9 - 10^{10}\ \mathrm{cm^{-3}}\)NASA, Solar Physics
Vitesse d'éjection200 à 800 km/s100 à 300 km/sSDO AIA archives
DuréeQuelques heuresJusqu’à plusieurs joursObservation coronographique

Sources : NASA/SDO et NASA ADS.

SDO a dépassé largement sa mission initiale

Lancé en février 2010, le Solar Dynamics Observatory (SDO) a dépassé largement sa mission initiale prévue pour 5 ans. En 2025, l’engin poursuit encore ses observations du Soleil, bien que plusieurs de ses instruments montrent des signes d’usure après plus de 15 années passées en orbite géosynchrone. Les capteurs d’imagerie ultraviolette (AIA) et l’instrument de mesure du champ magnétique (HMI) continuent de fournir des données précieuses, mais avec une calibration régulièrement ajustée pour compenser la dégradation des détecteurs et l’encrassement optique.

Les données recueillies par SDO depuis son lancement constituent aujourd’hui l’une des archives solaires les plus complètes jamais établies, couvrant plus d’un cycle solaire complet.

En 2025, la NASA a réduit le rythme de ses campagnes d’observation haute cadence afin d’optimiser la durée de vie des systèmes encore actifs, tout en préparant la transition vers un nouveau satellite.

Solar-C : L'héritier de SDO

Cet héritier, baptisé Solar-C (ou Solar-C Extreme Ultraviolet Observatory, SCEO), est un projet conjoint entre la NASA, la JAXA et l’ESA, prévu pour un lancement à la fin de la décennie 2020. Il bénéficiera de détecteurs plus sensibles dans l’extrême ultraviolet et d’une résolution temporelle accrue, permettant de suivre les processus magnétiques solaires à des échelles spatio-temporelles jamais atteintes. Solar-C reprendra également la mission d’étude de la dynamique de la couronne solaire et de ses interactions avec le vent solaire, assurant la continuité scientifique entre SDO et les futures générations de missions solaires.

Héritiers et successeurs du SDO (Solar Dynamics Observatory)
Mission / InstrumentAnnée de lancementObjectif principalDistance orbitale / PositionAméliorations par rapport à SDO
SDO (Solar Dynamics Observatory)2010Observation continue du Soleil dans plusieurs longueurs d’onde UV et extrêmes, étude de la variabilité solaire et de son impact sur la TerreOrbite géosynchrone (~35 786 km altitude)Résolution temporelle et spatiale élevée, suivi multi-longueurs d’onde
SUVI (Solar Ultraviolet Imager) sur GOES-R/GOES-16 et suivants2016 (GOES-16), suivi actif depuis 2024Imagerie EUV du Soleil pour la météo spatiale opérationnelleOrbite géosynchrone (~35 786 km altitude)Observation en temps quasi réel intégrée aux prévisions météo spatiale, robustesse accrue pour usage opérationnel
Solar Orbiter (ESA/NASA)2020Observations rapprochées du Soleil, imagerie haute résolution et mesure in situ du vent solaireOrbite elliptique autour du Soleil, entre 0.28 et 0.91 UA (41,9 à 136 millions km)Vue hors du plan écliptique, meilleures résolutions polaires, données couplées in situ + télédétection
PUNCH (Polarimeter to UNify the Corona and Heliosphere)2025 (prévu)Cartographie de la couronne solaire et de l’héliosphère internePosition orbitale en orbite héliocentrique proche de la TerreChamp de vision large pour suivre l’éjection de masse coronale de la surface solaire jusqu’à l’espace interplanétaire
SCEO (Solar-C Extreme Ultraviolet Observatory)Prévu vers 2028Observations spectroscopiques et imagerie haute résolution en ultraviolet extrêmeOrbite héliosynchrone ou L1 envisagéeCapteurs plus sensibles, meilleure résolution spectrale et temporelle, ciblage des processus coronaux fins
DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope)2020 (opérationnel en 2022)Observation détaillée de la surface solaire depuis le solTerre (Observatoire au sol, Haleakalā, Hawaï)Résolution spatiale la plus fine à ce jour pour étudier les structures magnétiques

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