Des modèles des protubérances solaires
Leur formation découle principalement de champs magnétiques dans la couronne. Les chercheurs du projet COMBINED MHD AND RT (Magnetohydrodynamics and radiative transfer: Development of a combined solar prominence modeling technique) ont proposé une nouvelle technique de modélisation, en associant des simulations de magnétohydrodynamique avec la modélisation du transfert par rayonnement. Pour la première fois, ceci a permis d'étudier en détail les relations complexes entre le champ magnétique de la protubérance, la structure fine de son plasma, et le rayonnement qu'elle produit. Pour atteindre leur but, les chercheurs ont élargi des simulations 3D non linéaires de champ sans force (NLFF) par une méthode de randomisation pour sélectionner des lignes de champ de creux magnétique, à partir de simulations de magnétohydrodynamique en haute résolution. Ils ont alors rempli les creux magnétiques NLFF avec un plasma de protubérance réaliste. Cette méthode a généré de nombreuses structures fines de plasma de protubérance, formant des protubérances complexes. Pour modéliser efficacement les rayonnements générés par des structures 3D de plasma aussi complexes, les chercheurs ont mis au point une méthode RT rapide, approchée et innovante pour la raie H-alpha. Cette nouvelle méthode de visualisation permet l'étude homogène de la structure des protubérances au bord du disque solaire, avec un seul modèle. Elle permet aussi la première comparaison directe d'images de synthèse de protubérances et de filaments avec des observations en haute résolution. Les chercheurs de COMBINED MHD AND RT ont employé des simulations de magnétohydrodynamique en 3D avec une polarité parasite changeante, et étudié l'évolution des protubérances modélisées. Ils ont ainsi généré des configurations des champs magnétiques en 3D à partir de quelques étapes d'évolution des protubérances, ce qui a permis d'étudier les variations du champ magnétique de la protubérance résultant de changements dans la répartition du flux magnétique sous-jacent dans la photosphère. Pour chaque étape de l'évolution, les chercheurs ont généré des représentations détaillées du plasma de la protubérance, aboutissant à une séquence d'image de synthèse en H-alpha de la protubérance modélisée, vue comme une protubérance dépassant du disque solaire ou comme un filament sur fond de disque solaire. Pour les protubérances modélisées, les chercheurs ont calculé la répartition de la force du champ magnétique et son orientation, ainsi que la répartition des valeurs du paramètre bêta du plasma. Les résultats ont des conséquences pour l'observation du champ magnétique des protubérances, sur l'origine de leur masse et sur leur stabilité. Les chercheurs ont calculé la masse du plasma pour les protubérances modélisées, et suivi son évolution en fonction des changements dans le champ magnétique sous-jacent dans la photosphère.
Mots‑clés
Protubérance solaire, champs magnétiques, magnétohydrodynamique, transfert par rayonnement, COMBINED MHD AND RT