Observabilité des modes

Dans le modèle de joa93, il est à noter que les modes d'Alfvén sont découplés des modes magnétoacoustiques lents et rapides. L'écriture des quantités perturbées (cf Annexe V.A) telles que la vitesse $\delta \vec v$ et le champ magnétique $\delta \vec B$ donnent des informations sur la nature des modes :

• les perturbations perpendiculaires à la surface solaire ne font intervenir que les modes d'Alfvén ;
• les perturbations dans le plan parallèle à la photosphère font participer les modes magnétoacoustiques lents et rapides.

Par conséquent, si l'on observe le filament au centre du disque solaire (vue de dessus), seuls les modes d'Alfvén devraient être observables. Au contraire si l'observateur se situe perpendiculairement au filament (observations possibles dans le cas des protubérances), seuls les modes magnétoacoustiques devraient être observables. On peut aussi remarquer que, suivant ce modèle, l'étude des variations temporelles de la composante verticale du champ magnétique photosphérique devrait mettre en évidence les modes magnétoacoustiques.