Développement de la CME

Figure III.9: Développement de la CME observée le 12 Février 1998. Série de différences d'images LASCO C2 : entre 13$:$30 et 13$:$55 UT à gauche, entre 13$:$55 et 14$:$27 UT au centre, entre 14$:$27 et 14$:$55 UT à droite. Entre deux temps t$_{0}$ et t$_{1}$, la matière apparaissant au temps t$_{1}$ (resp. t$_{0}$) est représentée en blanc (resp. en noir).

À l'aide des images EIT (Fig. III.5) et SXT (Fig. III.7), nous avons visualisé les effets de l'éruption du filament sur les structures coronales (le système de boucles et le sigmoïde). Avec le coronographe LASCO, nous pouvons étudier le comportement de la couronne lointaine ($>$ 1.5 R$_{\odot}$). Pour ce faire, nous soustrayons deux images consécutives afin de mettre en évidence les déplacements de matière entre 1.5 et 6 R$_{\odot}$ (coronographe C2). Comme les observations ont été effectuées en période de mininum d'activité solaire, la matière transportée lors de la CME se situe proche de l'équateur solaire (à cette altitude dans la couronne).

La vitesse du déplacement de la matière dans le plan du ciel est estimée à 280 km.s$^{-1}$ ($\pm$ 20 km.s$^{-1}$), c'est-à-dire une vitesse approchée $v =$ 540 km.s$^{-1}$ si l'on suppose que l'éruption est dans la direction radiale au niveau de la basse couronne. Suivant l'étude statistique de gos76, une vitesse inférieure à 600 km.s$^{-1}$ est caractéristique d'une CME associée à une éruption du filament (et non à un "flare"). On notera que $v$ est inférieure à la vitesse de libération solaire ($v_{\infty} =$  618 km.s$^{-1}$) et que cela peut en partie expliquer le fait que le filament est encore présent ou se reforme au même endroit après l'éruption (cf Fig. III.4 à droite).