Abstract | Comprendre la dynamique des éruptions solaires permet d’apporter des contraintes sur les mécanismes physiques impliqués lors du déclenchement et l’évolution des flares. Cela permet notamment de définir les positions des sites de reconnexion ainsi que les flux magnétiques associés. Contrairement aux flares éruptifs - accompagnés par une éjection de masse coronale (CME) observée en lumière blanche - qui ont été largement étudiés, la dynamique des flares non-éruptifs est peu comprise.
L’exploitation des observations mutli-longueurs d’onde d’un flare compact combinée à une analyse topologique poussée de la région active nous a permis d’interpréter en détail l’évolution d’un flare non-éruptif. Tout d’abord, notre analyse montre qu’en plus d’une configuration magnétique en point nul, un tube de flux torsadé et son tube de flux hyperbolique sont présents sous sous ce point nul. Ce résultat suggère que les tubes de flux torsadés sont présents à toutes les échelles et pas seulement dans les grosses régions actives où les flares éruptifs sont observés.
De plus, l’analyse détaillée de l’émission UV dans les boucles post-eruptives et les rubans d’éruptions nous a permis de montrer que ce tube de flux torsadé, via la reconnection magnétique au tube de flux hyperbolique, est responsable du déclenchement du flare et détermine la dynamique du flare par la suite - comme pour les flare éruptifs. Enfin, nous avons pu mettre en évidence que les phases tardives d’émissions UV observées plusieurs dizaines de minutes après la phase impulsive du flare sont causées par le refroidissement du plasma contenu dans les tubes de flux magnétiques ayant reconnectés lors de la phase impulsive. |
