• Chauffage de la couronne solaire

La haute atmosphère solaire (la couronne) présente la caractéristique étonnante d’être maintenue en permanence à des températures de l’ordre du million de degrés, avec des épisodes au cours desquels la température peut être encore plus élevée, alors que la surface du Soleil n’atteint pas les 6000 degrés. Ces températures ne peuvent s’expliquer que si les pertes d’énergie thermique (par conduction, convection et rayonnement) sont compensées par une importante dissipation d’énergie, probablement d’origine magnétique. 
Les processus physiques conduisant à cette dissipation sont complexes et impliquent des échelles très grandes (100000km) et très petites (100m). L’existence de petites échelles certainement créées par la turbulence est indispensable pour que les mécanismes de dissipation soient efficaces. Pourtant, au-delà du problème consistant à expliquer des observations de plasma chaud dans la couronne, la compréhension de ces processus est importante à la fois parce qu’ils pourraient expliquer la formation des couronnes des autres étoiles que le Soleil, et parce qu’ils interviennent dans les relations entre le Soleil et la Terre, parfois tumultueuses lors des tempêtes solaires. 
Les activités de l’équipe sur ce thème concernent essentiellement les points suivants : l’étude statistique d’événements de chauffage, la simulation de leurs effets observables, l’observation des effets de la dissipation de certaines ondes, et le chauffage dans les « plumes » des trous coronaux polaires.

• Protubérances solaires et phénomènes éruptifs

Les protubérances solaires sont des structures magnétiques à grande échelle où un plasma froid (moins de 104 K) et dense est confiné au sein de la vaste, chaude (106 K) et diluée couronne. En soi, l’existence même de ces structures constitue un véritable défi pour les physiciens, à la fois en termes d’équilibre des forces et d’énergie. Comme une protubérance (couramment appelée filament quand vue sur le disque comme une région sombre allongée) se situe toujours au-dessus d’une ligne d’inversion de polarité du champ magnétique, on devine aisément le rôle de la force de Lorentz pour empêcher la matière de tomber. En réalité, la situation est évidemment plus complexe, ne serait-ce que par la présence d’une filamentation de la matière, variable à la fois dans le temps et l’espace, par la nature du plasma qui hésite entre état totalement ionisé et totalement neutre, par la propagation et la dissipation d’ondes diverses, etc … 
L’existence même, ainsi que l’évolution de ces structures en font un véritable laboratoire naturel de plasmas astrophysiques, mais il y a une autre raison pour les étudier, c’est le rôle important qu’elles jouent, en association avec les éruptions et les CMEs, dans la Météorologie de l’Espace.

• Activité magnétique des étoiles

Le magnétisme joue donc un grand rôle dans la physique des étoiles. Celui-ci se manifeste sous diverses formes: éruptions, taches sombres, structures à grande échelle (boucles coronales ou protubérances). Dans le cas des étoiles, les mesures photométriques récentes permettent de déceler la signature de taches sombres à la surface des étoiles, a priori similaires aux taches solaires. Mais la variété (en âge, en masse) des étoiles fait que l’ampleur de ces signatures varie grandement d’une étoile à l’autre, permettant de dresser le paysage du magnétisme stellaire, donc de situer notre étoile parmi les autres et par là de contribuer à comprendre son magnétisme et ses variations (cycliques à 11 ans par exemple pour le Soleil).