Ce sont des éruptions qui se déroulent dans la chromosphère et la couronne solaire. Elles ont lieu au sein de régions comprenant plusieurs taches solaires. Ces zones sont alors appelées « régions actives ».

La phase de croissance d’une éruption ne dure que quelques minutes (voir la figure). Actuellement, il est encore difficile de prévoir l’heure d’une éruption ainsi que son intensité. Dans la plupart des cas, on peut, au mieux dire que le risque (ou la chance !) est important ou non selon le degré de « complexité » des lignes de champ magnétique à l’intérieur d’une région active. Une tache solaire isolée et bien « circulaire » a peu de chance de générer un flare. Par contre, si plusieurs taches de polarité opposées sont présentes dans une zone relativement peu étendue, les risques d’éruption sont beaucoup plus grands. Un exemple est donné dans cette figure.

Magnétogramme du Soleil le 28/10/2003. Quasiment toutes les régions actives ont donné des flares plus ou moins importants ce jour là, mais en particulier la région identifiée 10486 (-10˚Ouest ; -20˚Sud) a donné lieu à l’éruption la plus intense jamais enregistrée.

Crédit : SOHO-MDI ESA - NASA (extrait de l'Active Monitor Region - Big Bear)

Les éruptions s’accompagnent d’intense rayonnement électromagnétique, notamment dans la gamme des rayons X. Pour décrire une éruption, on utilise une échelle logarithmique basée sur l’intensité en Watts du rayonnement X (dans la gamme 1 à 8 Angstroem).

On parle d’un flare de classe A, B, C, M ou X (dans l’ordre croissant). Il y a un facteur 10 en intensité entre deux classes. A l’intérieur d’une même classe, on donne un chiffre (entre 1 et 9.9) qui précise le degré d’intensité. Une éruption de classe M est plus intense qu’une éruption de classe C et une éruption C1.6 est moins intense qu’une éruption C7.4

Intensité du rayonnement X

Variation de l’intensité du flux du rayonnement X observé en octobre 2003 (premier graphique). Ces graphes sont ceux qui sont délivrés tous les jours aux scientifiques par le service américain NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration). L’échelle de gauche donne les flux en Watt.m^-2 tandis que l’échelle de droite est utilisée pour caractériser la classe d'un flare (courbe rouge). A titre d'exemple, l'intensité du rayonnement X observée dans une période de Soleil très calme est donnée sur la figure du bas (10 avril 2008)

Crédit : NOAA

Sur les deux graphiques du 26 et du 29 octobre 2003, on peut voir que le Soleil a produit dans l'intervalle de temps 3 éruptions de classe X dont une (le 28) qui a dépassé l’échelle prévue (X-17 : aucune lettre au-dessus de X n'était prévue).

En comparant les deux graphes (qui correspondent à deux dates différentes mais aux mêmes échelles d’intensité), on constate que le niveau moyen de rayonnement X est de 10 à 1000 fois plus important en période proche du maximum du cycle solaire (premier graphe) que de minimum ( second graphe).

Les filaments (ou protubérances quand elles sont vues sur le bord du Soleil, le limbe) sont des structures magnétiques typiques de la chromosphère et basse couronne solaire. Le champ magnétique est peu intense. Elles peuvent s’étendre sur de très grandes distances. Les filaments sont parfois déstabilisés et expulsés dans le milieu interplanétaire.

Ces éruptions de filament entraînent des éjections de masse coronales (CME selon l’acronyme anglais couramment utilisé – Coronal Mass Ejection), sortes de nuages magnétisés qui se propagent dans le milieu interplanétaire à des vitesses allant jusqu'à 2000 km/s. Des particules très énergétiques sont envoyées dans le milieu interplanétaire et celles déjà présentes sont accélérées sont l'impulsion de l'onde de choc qui se déplace en amont des CME. Toutes ces particules très énergétiques viennent se superposer à celles du vent solaire.

Le film ci-contre montre un mois d’observation de la haute couronne solaire. Le petit cercle blanc représente la position du disque solaire. Il a été masqué ainsi que la chromosphère et la basse couronne car l’intensité de la haute couronne est près d'un million de fois plus faible. Les panaches blancs, statiques illustrent les régions d’échappement du vent solaire. De temps en temps, de larges bouffées blanches viennent se superposer. Ce sont des CME, des bulles de plasma qui partent dans le milieu interplanétaire.

L’observation est réalisée par un instrument (LASCO) embarqué à bord du satellite SOHO qui est situé à environ 1,5 millions de kilomètres devant la Terre en direction du Soleil. Quand les éjections de plasma sont dirigées vers la Terre, les particules énergétiques interagissent avec le récepteur de l'instrument et produisent des traînées sur l’image, comme, par exemple, à 3h18 le 27/10/2003 et surtout à 16h27 le 28/10/2003. Dans ce dernier cas, il s’agit d'une éruption X17.

Le 5 novembre 2003, le Soleil a produit une autre éruption classée X28 : en fait tous les récepteurs ont été saturés, d’où la difficulté pour lui donner sa valeur d’intensité maximale. C'est la plus grosse éruption jamais enregistrée.