# Quelques grandes éruptions solaires remarquables et récentes

Jean-Marie Malherbe

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Jean-Marie Malherbe. Quelques grandes éruptions solaires remarquables et récentes. Observatoire Paris-PSL. 2025. hal-05285897

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# Quelques grandes éruptions solaires remarquables et récentes

Jean-Marie Malherbe

Astronome émérite, Observatoire de Paris, PSL Research University, France
Email: Jean-Marie.Malherbe@obspm.fr; ORCID: https://orcid.org/0000-0002-4180-3729

26 Septembre 2025

## RESUME

Nous présentons dans cet article les caractéristiques principales des éruptions solaires en liaison avec la surface des taches et des plages (régions brillantes autour) dont l’ampleur conditionne l’énergie magnétique stockée avant sa libération partielle lors du phénomène éruptif. Le mécanisme (reconnexion magnétique convertissant de l’énergie magnétique en énergie cinétique des éjections de masse coronale et chauffage) est abordé. Nous décrivons ensuite quelques éruptions solaires remarquables et récentes (2000, 2003, 2017, 2024) ayant eu un impact à la Terre (aurores boréales, perturbations économiques), celui-ci dépendant de leur directivité et de la configuration du champ magnétique interplanétaire.

## MOTS CLEF

Soleil, éruptions, éjections, reconnexion magnétique, taches, plages, énergie magnétique

## I - INTRODUCTION

Les éruptions solaires proviennent d'une libération soudaine d'énergie se produisant sur la surface solaire, dont l'origine est magnétique. Les taches solaires sont régulièrement comptées depuis 1750 et ont permis l'identification du cycle d'activité solaire de 11 ans en moyenne (cycle de Schwabe), avec des cycles forts et des cycles faibles présentant de grands minima sans taches (Maunder à l'époque de Louis XIV, Dalton à l'époque de Napoléon 1er). Hale aux USA comprit la nature magnétique des taches en 1908 en y observant l'effet Zeeman (dédoublement des raies spectrales atomiques en présence de champ magnétique mis en évidence par le physicien Zeeman en 1898) ; Hale et Nicholson découvrirent en 1919 le cycle magnétique solaire de 22 ans par le sens des polarités, inversé entre les hémisphères nord et Sud. Le renversement du champ magnétique des pôles solaires s'effectue lors du maximum d'activité, tous les 11 ans, expliquant la durée double du cycle magnétique. Les taches solaires sont sombres car plus froides (4500 K) que le milieu ambient (6000 K) à cause de leur champ magnétique fort (jusqu'à environ 0.2 à 0.3 T) qui réduit la conduction transverse de la chaleur ; elles sont entourées de vastes régions brillantes car plus chaudes que le milieu environnant (8000 K), appelées facules photosphériques ou plages chromosphériques, qui sont aussi magnétisées mais 10 fois moins intensément. Taches et facules forment ensemble les régions actives (Toriumi & Wang, 2019). Elle disposent d'une importante réserve d'énergie magnétique :

$$E_m = \iiint_{\text{Vol}} (B^2 / 2 \mu_0) \, dv \text{ (Joule)}$$

quantité qui est une intégrale de la densité d'énergie magnétique ($B(x,y,z,t)^2 / 2 \mu_0$) sur le volume magnétisé, qui est plus ou moins proportionnel à la surface magnétisée si l'on considère que la profondeur de l'ancrage magnétique dans la zone convective sous jacente du Soleil est approximativement une constante. On voit donc que l'énergie magnétique est grosso modo proportionnelle au carré de l'intensité B du champ et de la surface occupée par ce champ. C'est pourquoi les physiciens ont essayé de mesurer ces paramètres essentiels (section II). Les observations ont montré que les champs magnétiques évoluent (sous l'influence de la rotation différentielle du Soleil notamment) et peuvent devenir instables ; le recouvrement de la stabilité nécessite une reconfiguration du champ par reconnexion des lignes de force qui s'accompagne d'une libération
d'énergie magnétique (convertie en cinétique, rayonnement, chaleur) dont la manifestation est une éruption (section II et exemples qui suivent). Les éruptions ont une intensité très variable ; les plus grandes peuvent libérer $10^{25}$ J en quelques heures (à titre de comparaison, l'électricité produite mondialement est de $10^{20}$ J par an) ; c'est en fait une petite fraction de l'énergie magnétique de la région active qui leur a donné naissance, et qui peut atteindre plus de $10^{26}$ J, voire $10^{27}$ J. Ainsi on relève peu de modifications au sein d'un groupe de taches après une éruption ; un groupe donne souvent successivement plusieurs éruptions qui tendent à réduire leur excès d'énergie magnétique.

## II - CARACTERISATION DES FACULES, TACHES, ERUPTIONS ET EVENEMENTS GEOMAGNETIQUES

Il a fallu de nombreuses décennies d'observations pour caractériser les régions actives au long des cycles solaires. L'observatoire de Paris Meudon y a fortement contribué en montant un service d'observations quotidiennes en 1908 dont les activités perdurent en 2025. Avec une moyenne de 1000 clichés par an de la photosphère (taches, facules) et de la chromosphère (plages, filaments), on peut sortir de nombreuses statistiques, notamment sur les aires des groupes de taches et plages (figure 1).

<figure><img src="image_2.png" /><figcaption>Figure 1 : aire des groupes de taches (noir), des plages (vert), nombre de taches (rouge, ROB Bruxelles), éruptions de classe X (satellites GOES/NASA, bleu, après 1975). Ce graphique fait ressortir quelques phénomènes extrêmes (1947, 1989, 2003 par exemple). Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_3.png" /><figcaption>Figure 2 : aire des plages en fraction du disque solaire : cette fraction atteint parfois 10% (d'après Chatzistergos et al, 2020).</figcaption></figure>
La figure 2 montre l'aire des facules le long des cycles solaires de 14 à 24 en CaII K 393.33 nm (données multi sites d'après Chatzistergos et al, 2020, voir aussi Foukal, 2009, pour le Mont Wilson). L'aire monte exceptionnellement à 10% du disque ; on a rassemblé ci-dessous quelques exemples des plus grandes surfaces mesurées, toujours près du maximum solaire :

<table><thead><tr><th>DATE (J/M/A)</th><th>/ Disk fraction > 0.09</th></tr></thead><tbody><tr><td>31/12/1989</td><td>/ 0.092000</td></tr><tr><td>26/12/1957</td><td>/ 0.092000</td></tr><tr><td>3/10/1981</td><td>/ 0.094000</td></tr><tr><td>20/12/1935</td><td>/ 0.097000</td></tr><tr><td>28/12/1989</td><td>/ 0.097000</td></tr><tr><td>21/12/1980</td><td>/ 0.104000</td></tr><tr><td>7/1/1980</td><td>/ 0.105000</td></tr><tr><td>11/12/1981</td><td>/ 0.105000</td></tr><tr><td>12/2/1947</td><td>/ 0.106000</td></tr><tr><td>26/4/1935</td><td>/ 0.132000</td></tr></tbody></table>

La distribution des aires (logarithme de l'histogramme) est donnée par la figure 3 : il n'y a pas de taille prépondérante, la distribution étant exponentielle, exprimant en conséquence la rareté des plages d'aire supérieure à 10% du disque, pas plus de 10 cas sur un siècle d'observations.

<figure><img src="image_4.png" /><figcaption>Figure 3 : Logarithme de la distribution des aires des plages (crédit OP)</figcaption></figure>

La figure 4 montre l'aire des taches individuelles le long des cycles solaires de 12 à 24 (composite d'après Mandal et al, 2020). L'aire monte très exceptionnellement à 1% du disque.

<figure><img src="image_5.png" /><figcaption>Figure 4 : aire des taches en fraction du disque solaire : cette fraction plafonne à 1% (d'après Mandal et al, 2020).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_6.png" /><figcaption>Figure 5 : Logarithme de la distribution des aires des taches (d'après Mandal et al, 2020)</figcaption></figure>

La figure 5 donne le logarithme de la fonction de distribution de l'aire des taches ; il n'y a pas d'aire dominante, un grand nombre de petites taches et un nombre très réduit de taches au dessus de 0.7% de l'aire du disque, mentionnées dans le tableau ci-dessous :

<table><thead><tr><th>DATE(J/M/A)</th><th>Disk fraction > 0.007</th></tr></thead><tbody><tr><td>22/8/1990</td><td>0.00701876</td></tr><tr><td>29/7/1946</td><td>0.00717500</td></tr><tr><td>31/1/1991</td><td>0.00729810</td></tr><tr><td>9/11/1979</td><td>0.00737450</td></tr><tr><td>22/12/1957</td><td>0.00766900</td></tr><tr><td>31/3/1958</td><td>0.00804600</td></tr><tr><td>8/4/1947</td><td>0.00838200</td></tr><tr><td>29/10/2003</td><td>0.00859554</td></tr></tbody></table>

A titre d'exemple, les spectrohéliogrammes Call K1v de la figure 6 (Meudon) illustrent les plus grosses taches observées lors du cycle 18 et dépassant parfois 0.8% du disque.

<figure><img src="image_7.png" /><figcaption>Figure 6 : 26 Juillet 1946, 5 Avril 1947, 17 Mai 1951 (crédit OP Meudon)</figcaption></figure>

Les valeurs d'aires peuvent dépendre légèrement des catalogues de mesures. Le diamètre de l'ombre de la grosse tache du 5 Avril 1947 (figure 7) atteint 30000 km, et celui de la pénombre monte à plus de 60000 km (à comparer au diamètre terrestre de 12800 km). La pénombre du groupe de taches du 28 Octobre 2003 (figure 7) atteint 90000 km de diamètre, un maximum. Au contraire, les plus petites taches (appelées pores) ne font que quelques milliers de km. Le flux magnétique d'une tache est donné par l'intégrale du champ vertical sur la surface couverte :

$$ \varphi_m = \iiint_{\text{Surf}} B \, dS \quad (\text{Weber ou T m}^2) $$
L'ombre de la tache du 5 Avril de rayon R = 15000 km, en supposant un champ magnétique B de 0.15 T, délivre ainsi un flux $φ_m = B πR^2$ de l'ordre de $10^{14}$ Weber. Si l'on fait l'hypothèse qu'elle est ancrée dans la zone convective sur une épaisseur de l'ordre de son rayon, son énergie magnétique est $E_m = (B^2 / 2 μ_0) πR^3$, de l'ordre de $10^{26}$ J. En considérant également la pénombre (zone de champ magnétique évasé, moins intense), on trouverait plus encore.

En ce qui concerne les facules (figure 8), leur surface maximale semble voisine de $10^{17}$ m², soit un flux magnétique de l'ordre de $10^{15}$ Weber en prenant $B = 0.03$ T. Avec un ancrage sur 15000 km de profondeur identique aux taches, on trouve une énergie magnétique équivalente (car leur grande étendue compense leur champ magnétique plus faible). Les taches sont entourées de facules.

L'énergie magnétique suffit largement à générer une ou plusieurs éjections de masse coronale (EMC), en moyenne environ $10^{12}$ kg étant éjectés vers l'espace. Lorsque la vitesse d'éjection est inférieure à la vitesse de libération du Soleil (620 km/s, vitesse d'échappement à la gravité), la matière retombe sur la surface, créant des impacts lumineux (exemple du 7 Juin 2011) ; dans le cas contraire, elle se répand dans le milieu interplanétaire pouvant impacter les planètes selon leur directivité.

<figure><img src="image_8.png" /><figcaption>Figure 7 : grandes taches du 5 Avril 1947 (à gauche, OP) et du 28 Octobre 2003 (à droite, SOHO).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_9.png" /><figcaption>Figure 8 : fraction du disque solaire en CaII K, le 14 Mai 1921 montrant la région éruptive à l'origine de l'une des plus intenses perturbations géomagnétiques de l'histoire (crédit OP Meudon).</figcaption></figure>
L'intensité des éruptions est mesurée en rayons X par les satellites américains GOES depuis 1975 dans la bande 1-8 Angström (figure 9). Elle est divisée en classes d'énergie logarithmiques, A, B, C pour les petites éruptions (fréquentes), M pour les moyennes (peu fréquentes), X pour les grosses (rares). Un nombre s'y adjoint pour préciser leur niveau. Ainsi, $C10 = M1$, $M10 = X1$ ; une éruption de classe X2 est 10 fois plus énergétique qu'une éruption de classe M2 ; entre X2 et X12, on aura un facteur 6. On estime que la plus grande éruption observée, l'évènement de Carrington de 1859, serait de l'ordre de X50. En 2003 (« Halloween event »), on a atteint X17 et X28.

<figure><img src="image_10.png" /><figcaption>Figure 9 : éruptions de classe M (vert) et X (rouge) depuis 1975, en échelle LOG (GOES, NASA).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_11.png" /><figcaption>Figure 10 : distribution (échelle LOG) des éruptions de classe M et X depuis 1975 (GOES, NASA).</figcaption></figure>

La figure 10 montre que la distribution de l'énergie en rayons X (gamme 1-8 Å) est du type exponentiel jusqu'à X5 environ ; les éruptions de classe supérieure sont extrêmement rares (quelques unes par cycle de 11 ans, une dizaine de classe supérieure à X10 en 50 ans).
Le mécanisme éruptif est schématisé par la figure 11. La configuration typique de départ (a) est composée d'une arcade magnétique ancrée dans deux taches de polarités opposées et d'un filament dense et long (lignes vertes, la figure le montre par la tranche) soutenu contre la gravité par un champ magnétique torsadé. Cet édifice devient progressivement instable sous l'influence de contraintes extérieures pouvant imposer une torsion ou un cisaillement par déplacement des points d'ancrages du champ magnétique sous la surface solaire. L'arcade va réagir en s'élevant et une reconfiguration du champ se met alors en place.

Les lignes de champ magnétique rouges se rapprochent et forment une nappe de courant (rectangle jaune en b). Une telle nappe est une zone plane et mince où les champs magnétiques sont anti-parallèles. Elle est le siège d'un courant électrique intense. Comme le plasma solaire possède une conductivité électrique finie, le champ magnétique diffuse dans la nappe et subit une instabilité de déchirement, ce qui permet aux lignes de champ de changer de connectivité (lignes rouges, c). Cette reconfiguration (appelée reconnexion magnétique) s'accompagne d'une dissipation d'énergie des courants électriques par effet Joule qui échauffe le plasma et émet des rayons X.

Le processus de reconnexion, une fois établi dans la nappe jaune (d), aspire lentement la matière et le champ magnétique environnant à la vitesse de quelques km/s ; le changement de connectivité éjecte cette matière vers le haut et le bas à plus de 100 km/s à une vitesse dite d'Alfvèn (flèches bleues, d). La matière projetée vers le bas va impacter la surface solaire en format deux rubans brillants ; l'autre partie, expulsée vers le haut, forme une « bulle » ou un « cylindre » de plasma (vu par la tranche, d) qui constitue une éjection de masse coronale (EMC).

La reconnexion magnétique accélère les particules chargées (électrons, ions) qui rayonnent en ondes radio, comme le rayonnement cyclotron ou synchrotron en ce qui concerne les particules guidées, ou qui émettent des rayons X de freinage pour celles précipitées vers la surface solaire (d).

<figure><img src="image_12.png" /><figcaption>Figure 11 : vue schématique et simplifiée du mécanisme d'une éruption solaire (d'après L. Klein).</figcaption></figure>

La figure 12 illustre, à partir d'observations faites en EUV (raies ionisées) par le satellite Solar Dynamics Observatory de la NASA, l'éjection d'une « bulle » de plasma chaud au dessus du site de reconnexion, la température variant de 80000 K (image orange, raie HeII) à $10^7$ K (images jaune, verte et bleues, raies du Fer hautement ionisé) de gauche à droite. Le phénomène dure 5 minutes (pas temporel de 1 mn). A grande distance du Soleil, une éjection de masse coronale ($10^{12}$ kg en ordre de
grandeur) adopte l'allure de celle de la figure 13. Lorsqu'elle est dirigée vers la Terre, elle forme une sorte de halo à symétrie plus ou moins radiale entourant le Soleil et s'étendant dans l'espace en fonction du temps. Les particules sont guidées vers la Terre par le champ magnétique (figure 14).

<figure><img src="image_13.png" /><figcaption>Figure 12 : Observations de SDO/AIA le 25 Février 2014 de 00:43 à 00:47 UT.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_14.png" /><figcaption>Figure 13 : Observations de SOHO/LASCO le 27 Février 2000 de 00:18 à 16:18 UT.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_15.png" /><figcaption>Figure 14 : propagation schématique d'une éjection de masse coronale (crédit OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_16.png" /><figcaption>Figure 15 : Le 23 Juillet 2012, une éjection de masse coronale vue sous trois angles par les satellites SOHO (en L1 près de la terre), STEREO A et B (crédit ESA/NASA).</figcaption></figure>

L'étude des éjections de masse coronale a beaucoup bénéficié (figure 15) des satellites SOHO au point de Lagrange L1, et de STEREO A et B, ces deux derniers en orbite autour du Soleil, offrant deux autres points de vue différents, permettant de comprendre le phénomène en 3D donc sa directivité, alors qu'on ne voit depuis la Terre (donc à bord de SOHO) que sa projection sur le ciel.
L'impact des éjections de masse coronale à la Terre, quand il existe, est évalué par des indices géomagnétiques comme Kp (https://datapub.gfz-potsdam.de/download/10.5880.Kp.0001/) de 1 à 9 ou des perturbations de champ magnétique (en nT) comme le DST (Disturbance Storm Time). DST mesure une variation du champ terrestre et est calculé par le World Data Centre (WDC) de Kyoto (https://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/) au Japon à partir de 4 stations de mesure à basse latitude. DST se mesure en nT et plus sa valeur est négative, plus le champ est affaibli et donc plus la perturbation est importante. Une valeur inférieure à -200 nT marque une forte tempête. Il doit être noté que l'indice DST et le flux GOES de rayons X solaires ne sont pas en corrélation directe ; une violente éruption de classe X peut n'avoir aucun impact à la Terre (exemple de la X28 du 4 Novembre 2003 au bord solaire) si sa directivité ne permet pas aux particules de l'atteindre. La figure 16 illustre les mesures de DST inférieures à -270 nT depuis 1957, accompagnées de quelques estimations pour des phénomènes intenses plus anciens (en pointillés). L'évènement de Carrington de 1859 aurait un DST < -1000 nT. Les récentes aurores de Mai 2024 correspondent à un DST de -400 nT.

<figure><img src="image_17.png" /><figcaption>Figure 16 : le DST (nT) est mesuré depuis 1957 par Kyoto. Seuls les valeurs de DST < -268 nT ont été reportés ici (trait continu) ainsi que quelques estimations d'évènements anciens (trait pointillé), source http://SpaceWeatherLive.com. Le cycle des taches (ROB, Bruxelles) est représenté en bas.</figcaption></figure>
### III – L'EVENEMENT DE CARRINGTON DE 1859

Cet évènement, qui eut lieu le 1er Septembre 1859 vers 11:18 UT, constitue la première éruption observée en lumière blanche par projection sur un écran de verre ; elle fut décrite et dessinée par l'astronome anglais Carrington (1859) et rapportée à la Royal Society (figure 17). Cet évènement est probablement le plus violent jamais décrit dans l'histoire de l'observation du Soleil ; l'éjection de masse coronale associée donna naissance à d'importantes aurores polaires observées à basse latitude ainsi qu'à des perturbations télégraphiques.

<figure><img src="image_18.png" /><figcaption>Figure 17 : l'éruption de Carrington en lumière blanche dont l'impact à la Terre est estimé par un DST inférieur à -1000 nT (dessin de Carrington, 1859).</figcaption></figure>

### IV– L'EVENEMENT DU QUEBEC DE 1989

Celui-ci a pour origine le complexe groupe de taches de la figure 18 avec une éruption de classe X8 le 10 Mars suivie d'autres de classe X1 et une arrivée de l'éjection de masse coronale associée le 13 Mars 1989, entraînant une vaste panne électrique au Québec par induction dans les lignes de transport de haute latitude et des perturbations radio-électriques.

<figure><img src="image_19.png" /><figcaption>Figure 18: le groupe de taches de Mars 1989 en lumière blanche (crédit NOAO, Japon).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_20.png" /></figure>

Figure 19: Après une éruption de classe X8 et plusieurs X1 (en haut, GOES/NASA), le DST du 13 Mars 1989 (en bas) descend à -589 nT les 13-14 Mars (WDC Kyoto), marquant une violente tempête. Au centre, on observe le 13 une décroissance des rayons cosmiques galactiques qui sont déviés.

La figure 19 détaille la chronologie de l'évènement géomagnétique du 13 Mars, qui s'accompagne d'une baisse des rayons cosmiques galactiques (effet Forbush). Il est dû à l'arrivée de la perturbation de champ magnétique portée par le vent solaire, dont l'effet est de dévier les particules galactiques chargées (en effet, les champs magnétiques guident et dévient les particules, mais ne les accélèrent ni ne les freinent comme le fait le champ électrique), diminuant ainsi leur flux capté au sol.

## V– L'EVENEMENT DU « BASTILLE DAY » DE L'AN 2000

Celui-ci a pour origine le groupe de taches au centre de la figure 20 avec une éruption de classe X8 le 14 Juillet 2000 vers 10:20 UT (figure 21). L'éjection coronale associée était dirigée vers la Terre et la perturbation géomagnétique en conséquence a donnée un DST de -300 nT (figure 22).

<figure><img src="image_21.png" /></figure>

Figure 20: spectrohéliogramme du 14 Juillet 2000 (crédit OP Meudon).
<figure><img src="image_22.png" /></figure>

Figure 21: l'éruption du 14 Juillet 2000 vue par EIT à 10:24 UT en EUV à bord de SOHO (ESA/NASA) et le flux de rayons X enregistré par le satellite GOES (NASA).

<figure><img src="image_23.png" /><figcaption>Figure 22: DST de Juillet 2000 montrant la perturbation les 15-16 Juillet (WDC Kyoto).</figcaption></figure>

D'intenses aurores ont pu être observées par le satellite POLAR de la NASA (figure 23), le DST n'étant revenu à la normale que plusieurs jours après.

<figure><img src="image_24.png" /><figcaption>Figure 23: Aurore polaire vue par le satellite POLAR de la NASA le 15 Juillet 2000 (fausses couleurs)</figcaption></figure>
## VI – L’EVENEMENT DE « HALLOWEEN », 28 OCTOBRE-4 NOVEMBRE 2003

Une éruption (figure 24) de classe X17 est observée par SOHO/EIT à 11:12 TU dans la grande région active au Sud (figure 7). L’éjection coronale associée est dirigée vers la Terre (figure 25).

<figure><img src="image_25.png" /><figcaption>Figure 24 : éruption de classe X17 observée par EIT en EUV sur SOHO/NASA le 28 Octobre.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_26.png" /><figcaption>Figure 25 : éjection coronale observée par LASCO/C3 sur SOHO/NASA le 28 Octobre. Il s'agit d'une EMC formant un halo à symétrie plus ou moins radiale progressant vers la Terre.</figcaption></figure>

La figure 26 révèle la chronologie de l'évènement géomagnétique du 30 Octobre, qui s'accompagne d'un affaissement des rayons cosmiques galactiques. Il est dû à l'arrivée de la perturbation de champ magnétique portée par le vent solaire, dont l'effet est de dévier les particules chargées, réduisant ainsi le flux parvenant au sol. On constate que cet effet s'évanouit début Novembre. Cependant, une seconde éruption, encore plus intense (classe X28) a lieu dans la même région active le 4 Novembre vers 19:45 UT (figure 27) ; par contre, celle-ci a une signature DST minime (-75 nT), sans effet Forbush (figure 26): la raison est que la région active a tourné en une semaine d'un quart de tour à cause de la rotation de l'étoile (26 jours), elle est désormais au bord solaire, et l'éjection coronale associée (figure 28) n'est alors pas dirigée vers la Terre. Ainsi, les
évènements géomagnétiques intenses ne surviennent que lorsque deux critères sont remplis, à savoir éruption énergétique (classe X) combinée à une configuration du champ magnétique à grande distance su Soleil permettant à l'éjection coronale associée d'atteindre la Terre (c'est donc en faveur d'un site éruptif éloigné du bord solaire).

<figure><img src="image_27.png" /></figure>

Figure 26: Après une éruption de classe X17 à 11:00 UT le 28 Octobre 2003 (en haut, GOES/NASA), le DST des 30-31 Octobre (en bas) descend à -383 nT (WDC Kyoto), marquant une violente tempête. Au centre, on observe le 29 une décroissance des rayons cosmiques galactiques qui sont déviés. Cependant, le 4 Novembre survient une éruption encore plus intense (X28) sans impact à la Terre car située juste au bord solaire.

<figure><img src="image_28.png" /></figure>

Figure 27 : éruption X28 du 4 Novembre 2003 vers 19:45 UT observée par EIT en EUV sur SOHO/NASA (à gauche) et par GOES/NASA en rayons X (à droite).
<figure><img src="image_29.png" /></figure>

Figure 28 : éjection coronale observée par LASCO/C3 sur SOHO/NASA le 4 Novembre. Elle n'est pas dirigée vers la Terre (remarquer l'asymétrie par rapport à celle du 28 Octobre, figure 25).

## VII – L'EVENEMENT DES 6-10 SEPTEMBRE 2017

Il ressemble à ceux des 28 Octobre – 4 Novembre 2003 mais est moins énergétique (figure 29). Le 6 Septembre vers midi TU se déclenche une éruption de classe X10, assez loin du limbe, qui produit une éjection coronale partiellement dirigée vers la Terre, formant un halo asymétrique (figure 30). Le DST atteint -150 nT environ 36 heures après (figure 31) ; une seconde éruption de classe X10 a lieu dans la même région, qui est désormais au limbe, le 10 Septembre 2017 ; comme elle n'est pas dirigée vers la Terre, la signature DST (figure 31) reste faible.

<figure><img src="image_30.png" /></figure>

Figure 29 : éruptions des 6 et 10 Septembre 2027 dans la chromosphère (radiohéliographe de Nobeyama, Japon, fréquence radio 17 GHz, observations des 5, 6, 8, 9 10, 11 Septembre).
<figure><img src="image_31.png" /></figure>

Figure 30 : éjections coronales observée par LASCO/C3 sur SOHO/NASA les 6 et 10 Septembre 2017. Celle du 6 Septembre est en grande partie dirigée vers la Terre, mais pas le 10.

<figure><img src="image_32.png" /></figure>

Figure 31 : rayons X (satellite GOES/NASA) et DST (WDC Kyoto) en Septembre 2017.

Sans impact à la Terre, néanmoins l'éruption du 10 Septembre a permis de visualiser un phénomène remarquable, l'éjection d'une bulle de plasma chaud inhérente au processus de reconnexion magnétique qui permet une reconfiguration des lignes de champ magnétique avec réduction de l'énergie magnétique comme le montrent les observations de la figure 32. Le mécanisme invocable est proposé par la figure 33, il transforme une partie de l'énergie magnétique en cinétique et thermique.

<figure><img src="image_33.png" /></figure>
<figure><img src="image_34.png" /></figure>

Figure 32 : éjection d'une bulle de plasma chaud (0.6 MK en jaune, 10 MK en bleu, MK = méga Kelvin) au dessus d'un site de reconnexion magnétique le 10 Septembre 2017 entre 15:50 et 15:55 UT (pas de 1 mn entre chaque observation, instrument AIA sur SDO/NASA).

<figure><img src="image_35.png" /></figure>

Figure 33 : mécanisme possible de reconnexion magnétique à l'origine de l'éjection d'une bulle de plasma chaud. Le plasma est advecté à faible vitesse (quelques km/s) vers le site de reconnexion d'où il est éjecté à haute vitesse (la vitesse d'Alfven $v_a = B/(\mu_0\rho)^{1/2}$ soit des centaines de km/s). L'échelle de temps du processus est ($\tau_{dyn} \tau_{dif}$)¹/² où $\tau_{dyn}$ et $\tau_{dif}$ sont respectivement les temps dynamique et diffusif, le premier est le temps caractéristique de l'équation d'advection $\partial B/\partial t = \mathbf{rot} (\mathbf{v} \wedge \mathbf{B})$ et le second caractéristique de la diffusion $\partial B/\partial t = \Delta B / (\mu_0\gamma)$ où $\gamma$ est la conductivité électrique du plasma.
VIII – L’EVENEMENT DU 10 MAI 2024

Il fut très remarqué en raison des aurores boréales visibles à basse latitude jusqu’à la Côte d’Azur et de la multiplication des caméras automatiques de surveillance au sol, astronomiques ou touristiques, notamment les caméras panoramiques des stations alpines de haute altitude. Dans la région active 13664 représentée sur la figure 34, de nombreuses éruptions successives de classe X (figure 35) se déclenchent entre le 9 et le 11 Mai et l’on atteint un DST de -412 nT le 11 Mai au matin.

<figure><img src="image_36.png" /><figcaption>Figure 34 : images successives de la région 13664 (Solar Science Observatory, NAOJ, Mitaka)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_37.png" /><figcaption>Figure 35 : flux de rayons X (GOES/NASA, haut) et DST (WDC Kyoto, bas).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_38.png" /><figcaption>Figure 36 : aurore des 10-11 Mai 2024 aux deux Alpes à 3400 m et spectres obtenus par C. Buil à Antibes (Côte d’Azur) avec le spectrographe STAR’EX, avant l’aurore et durant l’aurore (en bas).</figcaption></figure>
Les spectres de la figure 36 faits avec le spectrographe STAR'EX par C. Buil identifient l'origine des couleurs des aurores, notamment les raies interdites de l'oxygène atomique (OI) dans le rouge, de l'azote atomique (NI) dans le vert et de l'azote diatomique ($N_2$) dans le bleu/violet.

Les aurores ont été captées par les nombreuses caméras automatiques de surveillance du ciel du réseau international Fripon (100 caméras), dites caméras « plein ciel », qui sont munies d'un objectif de type « fish eye » et qui couvrent l'ensemble du ciel sur $2\pi$ stéرadian (figure 37).

<figure><img src="image_39.png" /><figcaption>Figure 37 : vue hémisphérique du ciel par les caméras plein ciel du réseau international Vigie Fripon de Liège (10 Mai, 22:35 UT) et de Uccle (22:45 UT)</figcaption></figure>

Les aurores ont aussi été photographiées par de nombreuses caméras panoramiques et automatiques de haute altitude (de marque Skaping, Panomax...), qui équipent depuis peu un certain nombre de grandes stations (pour la surveillance météo et nivologique), sensibles à la lumière nocturne et de haute résolution, présentées et regroupées ci-dessous sur la figure 38.

Figure 38 ci dessous : aurore des 10-11 Mai 2024 vue par quelques caméras alpines panoramiques et automatiques de haute sensibilité nocturne (les heures sont locales, TU + 2)

<figure><img src="image_40.png" /><figcaption>Chamonix, Aiguille du Midi, 11 Mai 2024, 00:23 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_41.png" /><figcaption>Chamonix, Flégère, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>
<figure><img src="image_42.png" /><figcaption>Chamonix, Lognan, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_43.png" /><figcaption>Flaine, 11 Mai 2024, 00:37 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_44.png" /><figcaption>Grand Bornand, 11 Mai 2024, 00:24 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_45.png" /><figcaption>Chamrousse, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_46.png" /><figcaption>La Norma, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>
<figure><img src="image_47.png" /><figcaption>La Thuile, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_48.png" /><figcaption>Les deux Alpes, 11 Mai 2024, 00:10 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_49.png" /><figcaption>Salève, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_50.png" /><figcaption>Tignes, Chaudannes, 11 Mai 2024, 02:00 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_51.png" /><figcaption>Tignes, Tovière, 11 Mai 2024, 02:00 locales</figcaption></figure>
<figure><img src="image_52.png" /><figcaption>Val Cenis, 11 Mai 2024, 00:50 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_53.png" /><figcaption>Valloire, Galibier, 11 Mai 2024, 03:17 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_54.png" /><figcaption>Jungfraujoch, 11 Mai 2024, 01:00 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_55.png" /><figcaption>Jungfraujoch, Ostgrat, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_56.png" /><figcaption>Zermatt, Hirli, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>
<figure><img src="image_57.png" /><figcaption>Zermatt, Glacier Paradise, Petit Cervin, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_58.png" /><figcaption>Zermatt, Rothorn, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_59.png" /><figcaption>Zermatt, Hohtälli, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

<figure><img src="image_60.png" /><figcaption>Zermatt, Gornergrat, 11 Mai 2024, 00:20 locales</figcaption></figure>

# IX – DONNEES ASSOCIEES A CE DOCUMENT

On trouvera dans l'archive ZIP associée :

## Répertoire « DataSeries » (données scientifiques)

- Aire des facules en CaII K, spectrohéliogrammes 1892-2019 (composite de plusieurs sites), par Chatzistergos et al (2020)

- Aire des facules en CaII K, spectrohéliogrammes 1915-1984 du Mont Wilson

- Aire des taches et groupes de taches, 1874-2019 (composite de plusieurs sites), par Mandal et al (2020)

- Nombre de taches et groupes de taches, 1739-2010, composite de plusieurs observateurs, par Chatzistergos et al (2017)

- Brussels sunspot number, 1749-2014 (Royal Observatory Belgium)

- Solar flare index (1966-2008)

- M-X class flares (1975-2006)

## Répertoire « Movies » : des animations d'observations

Sous répertoire « flares » : quatre exemples typiques d'éruptions observées par l'instrument AIA/SDO (NASA) dans des raies coronales émises à différentes températures : raies d'atomes ionisés à 30, 17, 19, 33, 9 et 13 nm correspondant respectivement aux températures de 80 000 degrés (Hélium
ionisé) puis 0.6, 1, 2.5, 6 et 10 millions de degrés ou MK (Fer ionisé), ces images sont identifiées par les
fausses colorations respectives rouge, jaune, brun, bleu foncé, vert, bleu clair. En gris, il ne s'agit plus de
raies d'émission mais de rayonnement continu à 160 nm de la chromosphère solaire à 10 000 K (surface
de l'étoile). On présente aussi une éjection de masse coronale à grande distance du Soleil vue par
LASCO/C3 à bord de la sonde SOHO (ESA/NASA). C'est une EMC de halo (symétrie à peu près radiale)
caractéristique des évènements ayant un impact à la Terre.

*Sous répertoire « aurora-11May2024 » : animations de l'aurore du 10-11 Mai 2024 vue par sept caméras alpines panoramiques et automatiques placées en altitude, ici recadrées*

*Sous répertoire « aurora4K-11May2024 » : animations de l'aurore du 10 Mai 2024 en version large (4K) vue par trois caméras alpines panoramiques et automatiques placées en altitude, ici recadrées*

# X – REFERENCES

Space Weather live and archives : Site Web https://SpaceWeatherLive.com

Solar Soft events archive (2002-2025) : https://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html

Carrington, R., Description of a singular appearance seen on the sun on September 1, 1859, *MNRAS*, 20, 13 (1859)

Chatzistergos T., Ermolli I., Krivova N.A., Solanki S.K., Banerjee D., Barata T., Belik M., Gafeira R., Garcia A., Hanaoka Y., Hegde M., Klimes J., Korokhin V.V., Lourenco A., Malherbe J.-M., Marchenko G.P., Peixinho N., Sakurai T., Tlatov A.G., Analysis of full-disc Ca II K spectro heliograms. III. Plage area composite series covering 1892-2019, *Astron. Astrophys.* 639, A88 (2020)

Chatzistergos T., Usoskin I.G., Kovaltsov G.A., Krivova N.A., Solanki S.K, New reconstruction of the sunspot group numbers since 1739 using direct calibration and 'backbone' methods, *Astron. Astrophys.* 602, A69 (2017).

Foukal, P., Monthly CaII plage areas in fraction of solar disk, *Solar Physics* 255, 229 (2009)

Mandal S., Krivova N., Solanki S.K., Sinha N., Banerjee D., Sunspot area catalogue revisited: Daily cross-calibrated areas since 1874, *Astron. Astrophys.* 640, A78 (2020)

Toriumi, S., Wang, H., Flare productive active regions, *Living Reviews Solar Phys*, 16, 3 (2019)