L'atmosphère solaire est composée de gaz ionisé (ou plasma). Elle s'étend depuis la photosphère (surface), vers la chromosphère (200-2000 km) et dans la couronne (au dela de 2000 km). Les phénomènes de la couronne solaire, tels que la structuration en boucles des regions actives, la libération d'énergie par la reconnexion magnétique lors des phénomènes éruptifs, ou encore le maintien dans la couronne de plasma froid et dense dans les filaments/protubérances, sont largement dominés par les champs magnétiques B qui y sont présents.

La couronne solaire est dominée
par le champ magnétique B

  Malheureusement, le champ magnétique B dans l'atmosphère solaire n'est pas facilement directement mesurable au-dessus du niveau de la basse chromosphère par les moyens actuels (hormis dans les protubérances vues au limbe, mais avec une faible résolution spatiale). Il est par contre possible de mesurer B très précisement au niveau de la photosphère. Les instruments qui mesurent le champ B sont appelés des magnétographes.
 

Le champ magnétique B
n'est pas
observable dans la couronne

  Afin de comprendre les mécanismes physiques qui régissent la couronne, il faut donc effectuer des calculs théoriques. On resoud numériquement les équations de la magnéto-hydrostatique en utilisant les B observés dans les basses couches de l'atmosphère (par des magnétographes tels que ceux de Kitt Peak, de SOHO/MDI ou THEMIS) comme conditions aux limites.
 

A partir des mesures de B dans la photosphère,
on peut calculer
théoriquement B dans la couronne

    Ce type de calcul est appelé ``reconstruction (ou extrapolation) du champ magnétique''. Les résultats des reconstructions peuvent être utilisées comme outil pour effectuer l'interprétation physique des phénomènes observés dans plusieurs longueurs d'onde (ex. radio, infra-rouge, visible, ultra-violet, rayons X) lors de campagnes coordonées entre divers instruments basés au sol (dans des observatoires) et spatiaux (satellites).