Solar Prominence A solar prominence is a large bright feature extending outwards from the sun's surface, often in a loop configuration. Prominences are anchored to the solar surface in the photosphere, and extend outwards into the solar corona. While the corona consists of extremely hot ionized gases, known as plasma, which do not emit much visible light, prominences contain much cooler plasma, similar in composition to that of the chromosphere. A prominence forms over timescales of about a day, and stable prominences may persist in the corona for several months. Some prominences break apart and give rise to coronal mass ejections. Despite decades of study, the mechanism by which prominences form is not yet well understood. Theories have not satisfactorily explained how prominences can remain stable for such a long time when they are much denser than their surroundings. Magnetic fields are known to be the dominant influence on gas motions within the corona, but the exact form of magnetic interaction required to produce and maintain a large prominence has yet to be determined. A typical prominence extends over many thousands of kilometres; the largest observed by SOHO was seen in 1997 and was some 350,000 km (216,000 miles) long - some 28 times the diameter of the Earth. The mass contained within a prominence is typically of the order of 100 billion tonnes of material. If a solar prominence occurs on the disc of the sun it appears darker than it's background (due to the lower temperature of the plasma). These are refered to as solar filaments. Protubérance Solaire Une protubérance solaire est composée d'un plasma relativement froid, de l'ordre de 10 000 K (c-à-d une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère du soleil) et dense, baignant dans la couronne bien plus chaude et ténue et confiné par le champ magnétique coronal. L'étude moderne des protubérances est particulièrement motivée par leur rôle dans les interactions soleil-terre. En effet, le plasma qui les compose est soutenu et confiné au-dessus de la surface solaire par le champ magnétique coronal, dont la géométrie varie continuellement au cours du temps. Lors de l'évolution du champ magnétique coronal, il arrive que la géométrie magnétique ne soit plus capable de confiner le plasma des protubérances. L'expulsion brutale du plasma produit alors des phénomènes éruptifs à grande échelle pouvant affecter l'environnement terrestre, en particulier notre magnétosphère. On appelle ces éruptions des éjections de masse coronale. Une éjection de masse coronale, souvent appelée CME (Coronal Mass Ejection en anglais), est une bulle de plasma produite dans la couronne du soleil. Elle est souvent liée à une éruption solaire ou à l'apparition d'une protubérance solaire, mais ce n'est pas systématique. Les CME sont des phénomènes à grande échelle : leur taille peut atteindre plusieurs dizaines de rayons solaires. Elles modifient les caractéristiques du vent solaire, se déplaçant à très grande vitesse dans le milieu interplanétaire (entre 100 km/s et 2 500 km/s) et peuvent parcourir la distance Terre-Soleil en quelques jours (typiquement trois jours). Le champ magnétique des CME est très fort : une CME atteignant la Terre peut donc provoquer des orages magnétiques en interagissant avec le champ magnétique terrestre. On observe alors des phénomènes de reconnexion magnétique et certaines lignes de champs peuvent s'ouvrir, affaiblissant ainsi le bouclier magnétique de la Terre. L'étude des CME joue donc un rôle clef dans la météorologie solaire. Thanks - Merci M a g i k