Les protubérances-filaments

Dans la couronne solaire, il apparait des structures massives et froides, en comparaison au milieu coronal les environnant, appelées soit protubérances lorsqu'elles sont observées au limbe, soit filaments lorsqu'elles sont sur le disque. Les filaments sont situés le long de la ligne d'inversion de la composante verticale du champ magnétique. Les filaments sont généralement classés en deux catégories principales : les filaments quiescents et actifs. Les filaments quiescents apparaissent comme des structures stables avec une durée de vie pouvant aller jusqu'à plusieurs rotations solaires. Au contraire, les filaments actifs sont liés à des éruptions . Ces filaments sont des structures dynamiques dont les mouvements violents réduisent la durée de vie à quelques heures.

L'intérêt des observateurs s'est depuis longtemps focalisé sur l'étude des filaments quiescents. Les dimensions typiques des filaments sont une longueur de 200 Mm, une hauteur de 50 Mm et une largeur de 10 Mm. Les paramètres caractéristiques du plasma sont les suivants. La température est estimée entre 5000 et 8000 K alors que la température de l'environnement coronal est de l'ordre de 1 MK. La densité électronique appartient à l'intervalle 10$^{10}$-10$^{11}$ cm$^{-3}$. Le degré d'ionisation, représentant le rapport entre la densité électronique et la densité totale d'hydrogène, est compris entre 1 et 10. Les vitesses caractéristiques des mouvements de matière dans les filaments peuvent atteindre 30 km.s$^{-1}$ (cf revue de sch89). Globalement, les mouvements de matière dans un filament sont ascendants ($\sim$ 0.5 km.s$^{-1}$ pour la raie H$\alpha$). Les mesures du champ magnétique (ler84) révèlent des valeurs de l'ordre de 8 G. Le champ magnétique est considéré comme étant parallèle à la photosphère. L'angle entre le champ magnétique et la longueur du filament est d'environ 25$^{\circ }$ caractérisant un cisaillement important. Il existe de nombreuses observations mettant en évidence les structures fines du filament. Les filaments quiescents sont situés dans des régions calmes du Soleil ou dans l'environnement d'une région active où le champ magnétique photosphérique est faible ($<$ quelques centaines de Gauss). Au cours de son évolution, un filament quiescent peut devenir un filament actif suite à une modification de la distribution du champ magnétique. L'ensemble de ces paramètres du plasma font que le $\beta$ du plasma (rapport de la pression cinétique et de la pression magnétique) est généralement inférieur à 1. Cela a pour conséquence que le champ magnétique structure le plasma.

Dans les filaments actifs, la densité est généralement plus élevée (jusqu'à 10$^{13}$ cm$^{-3}$) et le champ magnétique est compris entre 20 et 70 G. Ils sont situés dans des régions actives et sont impliqués dans les phénomènes éruptifs tels que les "flares" ou les éruptions de filament. Des signes précurseurs des éruptions associées à des filaments ont été mis en évidence par les observations : le champ magnétique photosphérique est très cisaillé à proximité de la ligne d'inversion de la composante verticale du champ magnétique ([Martin1998]), le filament s'élève dans la couronne, ou une polarité parasite apparaît proche du site de l'éruption.