MAGNÉTOSPHÈRES

MAGNÉTOSPHÈRES

On a initialement donné le nom de magnétosphère aux régions les plus éloignées de la surface du globe. On voulait ainsi traduire l’influence prédominante du champ magnétique terrestre sur le comportement du milieu qui ne contient pratiquement plus de particules électriquement neutres; le rayonnement ultraviolet du Soleil brise ces dernières en composantes porteuses de charges électriques: les électrons et les ions, tandis que les collisions qui permettent la recombinaison des électrons et des ions en atomes se raréfient au fur et à mesure qu’on s’éloigne de la Terre et que la densité du gaz atmosphérique diminue. Le milieu est donc entièrement ionisé et soumis en conséquence à l’action du champ magnétique.

Lorsqu’on s’éloigne de la surface de la Terre, on entre dans la magnétosphère au moment où on quitte l’ionosphère (c’est-à-dire l’atmosphère terrestre dans sa région partiellement ionisée mais encore largement dominée par la physico-chimie des espèces neutres). La limite entre ces deux régions est quelque peu arbitraire: on lui assigne généralement une altitude de 1 000 kilomètres, à quelques centaines de kilomètres près. La limite externe de la magnétosphère, qui est aussi celle de l’atmosphère terrestre, est appelée magnétopause. Elle est bien définie au moins du côté solaire où sa distance à la Terre, variable dans le temps, est de l’ordre de 10 rayons terrestres. Du côté opposé au Soleil, la magnétosphère présente une «queue», longue de plusieurs milliers de rayons terrestres. Cette forme générale, ses variations dans le temps et l’ensemble des phénomènes magnétosphériques sont dus à l’interaction entre le champ magnétique terrestre et le vent solaire, flux de particules émis en permanence par le Soleil et qui arrive au voisinage de l’orbite de la Terre avec une densité de l’ordre de 5 électrons par centimètre cube (et autant de protons), et avec une vitesse de quelques centaines de kilomètres par seconde. Ce vent solaire comprime les lignes de force du champ magnétique terrestre qui, en retour, creuse une cavité dans le vent solaire et le rejette ainsi pour l’essentiel à une dizaine de rayons terrestres de la surface du globe. Le vent solaire est lui-même porteur d’un faible champ magnétique qui joue un rôle important dans la manière dont une partie de son énergie cinétique est transformée en énergie électrique par une sorte de dynamo qui alimente la plupart des phénomènes magnétosphériques. Certains de ces phénomènes, ainsi que la pénétration de particules du vent solaire par les faiblesses de la cuirasse magnétique, expliquent la présence dans la magnétosphère d’électrons et d’ions de haute énergie. Ces particules sont parfois précipitées dans l’ionosphère des hautes latitudes, où elles causent les aurores polaires. Plus généralement, le comportement de cette région, reliée aux parties éloignées de la magnétosphère par ces fils conducteurs que sont les lignes de force du champ magnétique terrestre, est entièrement dépendant des phénomènes magnétosphériques.

L’interaction d’un corps céleste, pourvu d’un champ magnétique et d’un flux de plasma, c’est-à-dire d’un ensemble d’électrons et d’ions, est en fait un phénomène fréquent dans l’Univers. C’est ainsi que les sondes spatiales ont montré que la planète Mercure possédait une magnétosphère plus petite que celle de la Terre, et ont confirmé la présence de magnétosphères ou voisinage des planètes extérieures – Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune; les caractéristiques de ces magnétosphères varient considérablement d’une planète à l’autre. Certains objets astronomiques sont la source de rayonnements électromagnétiques dont l’origine est très vraisemblablement liée à une structure du type magnétosphère; c’est le cas des pulsars, dont on observe du sol l’émission radioélectrique caractéristique, constituée d’éclairs se reproduisant avec une grande régularité; un autre exemple est donné par certaines sources de rayonnement X, observées par les engins spatiaux, qui sont attribuées à des systèmes d’étoiles doubles dont l’une est un objet très dense, par exemple une étoile à neutrons.

1. Morphologie de la magnétosphère terrestre

L’allure générale des lignes de force du champ magnétique dans la magnétosphère est donnée par la figure 1. Au voisinage immédiat du sol, le magnétisme des roches peut entraîner des variations irrégulières du champ. Toutefois, dès qu’on s’éloigne de la surface du globe, le champ est très voisin de celui d’un dipôle magnétique dont l’axe serait peu différent de l’axe de rotation de la Terre. Dans la basse magnétosphère, le champ a ainsi une forme de révolution autour de cet axe. À plus grande distance, la magnétosphère est soumise à l’influence du vent solaire et le champ tend à adopter une symétrie de révolution autour de la direction Terre-Soleil. Ce nouvel axe est très grossièrement perpendiculaire au précédent. Il existe toutefois un écart à la perpendicularité qui varie, de façon systématique au cours de l’année, avec l’angle entre l’axe de la Terre et la direction Terre-Soleil.

L’existence d’une frontière nette de la magnétosphère, appelée magnétopause, a été clairement mise en évidence par les magnétomètres embarqués sur des satellites artificiels ou des sondes spatiales. En effet, le champ magnétique mesuré par ces appareils varie de façon régulière à l’intérieur de la magnétosphère et, soudainement, au-delà d’une certaine limite, présente des variations d’allure erratique, suivant une chute d’intensité.

On peut comprendre la façon dont se forme cette frontière nette du côté du Soleil de la manière suivante. Supposons qu’on approche de la Terre un immense plan conducteur. Conformément aux lois classiques de l’électromagnétisme, ce plan qui coupe les lignes de force du champ magnétique terrestre sera le siège de courants électriques auxquels correspondront des forces de Laplace tendant à s’opposer au mouvement. Ces forces retardatrices seront plus intenses au voisinage de la droite Terre-Soleil, et, si le plan est déformable, il s’incurvera, conduisant à une forme voisine de celle de la magnétopause (fig. 2). Dans la réalité, ce plan conducteur est constitué par le vent solaire, ensemble de particules ionisées qu’émet en permanence le Soleil, et c’est l’interaction entre ce vent solaire et le champ magnétique terrestre qui détermine la cavité magnétosphérique.

En première approximation, la forme de la face solaire de la magnétopause et sa position résultent de l’équilibre entre la pression cinétique du vent solaire et la pression magnétique du champ magnétique existant à l’intérieur de la cavité magnétosphérique. Ce champ est lié aux courants électriques qui circulent à l’intérieur du globe et sont à l’origine du champ magnétique terrestre proprement dit, ainsi qu’aux courants qui circulent sur la magnétopause. On a cependant observé des changements de position de la magnétopause en l’absence de toute variation de la pression cinétique du vent solaire. Ces variations sont associées à un changement de l’orientation du champ magnétique «gelé» dans le vent solaire: lorsque ce champ a une composante orientée vers le sud, la face avant de la magnétosphère est érodée et la magnétopause correspondante se rapproche de la Terre, tandis que le flux magnétique érodé se trouve transporté vers la queue de la magnétosphère qui s’étend à quelques milliers de rayons terrestres dans la direction antisolaire. Cette queue est formée de lignes de force issues des régions polaires qui se trouvent ainsi reliées aux confins de la magnétosphère et soumises à l’influence de son interaction avec le vent solaire.

La zone frontière entre les lignes de force qui constituent la face avant de la magnétosphère et celles qui constituent la queue, appelée aussi cornet polaire, est une région de champ magnétique quasi nul, par laquelle les particules du vent solaire peuvent pénétrer dans l’atmosphère terrestre.

Le vent solaire a une vitesse très élevée, de 300 à 800 kilomètres par seconde. Cette vitesse est supérieure d’un facteur 10 à la vitesse des ondes d’Alfvén qui jouent dans ce milieu ionisé, soumis au champ magnétique interplanétaire, un rôle très semblable à celui des ondes sonores. Le vent solaire est donc supersonique et il en résulte l’apparition d’une onde de choc située à quelques rayons terrestres en avant de la magnétopause. La région située entre ces deux surfaces est appelée magnétogaine . Elle est remplie d’un plasma provenant directement du vent solaire, mais où l’énergie cinétique du mouvement d’ensemble a été en grande partie transformée en énergie cinétique de mouvements aléatoires, ainsi qu’en énergie d’ondes électromagnétiques engendrées dans l’onde de choc.

2. La population de la magnétosphère terrestre

La magnétosphère est peuplée d’électrons et d’ions qui constituent ce qu’on appelle un plasma. L’origine de ce plasma est double: une partie provient de l’ionosphère, c’est-à-dire de l’atmosphère de la Terre et l’autre provient du vent solaire, c’est-à-dire de l’atmosphère du Soleil. Les protons H⁺ constituent l’espèce ionique dominante, mais on observe également des ions hélium He⁺, des ions oxygène ⁺ certainement d’origine ionosphérique, des ions He⁺⁺ deux fois ionisés et provenant du vent solaire ainsi que d’autres espèces, le deutérium D⁺ et l’oxygène deux fois ionisé ⁺⁺.

La plasmasphère

Le plasma ionosphérique des régions de relativement basse latitude est en équilibre diffusif le long des lignes de force du champ magnétique qui s’éloignent peu de la Terre. Les tubes de force correspondant sont donc remplis d’un plasma ionosphérique relativement dense (plus d’une centaine de particules par centimètre cube) et relativement froid (d’énergie thermique inférieure à 1 électron-volt ou 10 000 K). La plasmasphère n’est pratiquement pas soumise à l’action des phénomènes magnétosphériques; en un certain sens, elle constitue le prolongement de l’ionosphère et pourrait être considérée comme ne faisant pas vraiment partie de la magnétosphère (fig. 3).

Les particules de la plasmasphère tournent avec le globe terrestre; la plasmapause, limite externe de la plasmasphère, se traduit par une brusque décroissance de la densité électronique, qui passe d’environ 100 à 1 électron par centimètre cube; elle correspond à la convection des tubes de plasma vers les frontières de la magnétosphère sous l’action du champ de convection (cf. chap. 3). Les variations de ce champ jouent sur l’extension de la plasmasphère qui est d’autant plus réduite que l’activité magnétosphérique est plus intense.

Le feuillet de plasma

Un feuillet de plasma sépare la moitié nord de la moitié sud de la queue magnétosphérique. Ce feuillet, dont l’énergie thermique est de plusieurs milliers d’électronvolts, est parcouru par un courant transversal qui s’écoule de droite à gauche quand on regarde le Soleil. L’existence de ce courant est cohérente avec la structure du champ magnétique décrite ci-dessus et, plus précisément, avec l’inversion de ce dernier quand on passe du lobe nord au lobe sud de la queue.

Le manteau de plasma

Les flancs de la magnétosphère sont bordés d’une couche de plasma, découverte grâce au satellite H.E.O.S.-2, et à laquelle on a donné le nom suggestif de manteau de plasma. Ce manteau de plasma, dont l’énergie thermique est de l’ordre du millier d’électronvolts, est une population originaire du vent solaire qui pénètre dans la magnétosphère par sa face solaire et sans doute préférentiellement par le cornet polaire.

Les ceintures de Van Allen

Les toutes premières mesures faites localement dans la magnétosphère au moyen de simples compteurs Geiger ont mis en évidence l’existence d’électrons et de protons d’énergie considérable atteignant plusieurs millions d’électronvolts, qui sont en quelque sorte pris au piège dans les lignes de force du champ magnétique dans des zones qu’on appelle les ceintures de Van Allen, du nom du chercheur qui les a découvertes (fig. 4).

Ces particules prises au piège accomplissent un mouvement périodique complexe qui peut être décomposé en trois mouvements pseudo-périodiques dont les échelles de temps sont très différentes (fig. 5). Tout d’abord, les particules tournent rapidement autour des lignes de force du champ magnétique. En même temps, elles se déplacent le long de la ligne de force, de telle sorte que leur trajectoire est une hélice. Le pas de cette hélice décroît au fur et à mesure qu’on se rapproche de la surface de la Terre et que le champ magnétique croît. En d’autres termes, pour une particule se rapprochant de la Terre, la vitesse parallèle à la ligne de force diminue et finit par s’annuler. Le mouvement est alors purement circulaire; mais cette situation est instable et, pratiquement, la particule repart en sens inverse, s’éloigne de la Terre, traverse le plan de l’équateur, se rapproche à nouveau de la Terre dans l’autre hémisphère et y subit encore le sort que l’on vient de décrire. La particule oscille donc entre deux points miroirs d’un hémisphère à l’autre en suivant la ligne de force. Enfin, les particules sont soumises à un troisième mouvement dont la période est encore plus grande que celle du précédent. C’est un mouvement de rotation autour de l’axe du dipôle qui est dû au gradient du champ et à la courbure de ses lignes de force. Pour fixer les ordres de grandeur, donnons la période de ces trois mouvements pour une particule dont l’énergie est de un million d’électronvolts, située sur une ligne de force dont la distance maximale au centre de la Terre est de l’ordre de six rayons terrestres. Dans le plan de l’équateur, la période de rotation autour de la ligne de force est de un millième de seconde pour un électron et de cinq dixièmes de seconde pour un proton. La période de va-et-vient d’un hémisphère à l’autre est de cinq dixièmes de seconde pour un électron et de vingt secondes pour un proton. Enfin, la période de rotation autour de la Terre sera la même pour un électron et un proton, soit environ cent secondes. Toutefois, ce dernier mouvement se produit en sens inverse pour les électrons, qui dérivent vers l’est, et les protons, qui dérivent vers l’ouest.

3. Les phénomènes magnétosphériques

La convection magnétosphérique

Après être entré par la face solaire de la magnétosphère, le manteau de plasma s’écoule dans la direction antisolaire et, très vraisemblablement, une partie des particules du manteau passe à grande distance dans la couche neutre. La partie centrale de la queue est animée d’un mouvement d’ensemble dans la direction du Soleil, qui ramène les particules vers la face solaire de la magnétosphère. Le fort couplage, que la grande mobilité des particules le long des lignes de force du champ magnétique introduit entre le plasma magnétosphérique et le plasma ionosphérique, oblige le plasma ionosphérique à participer à la convection. En conséquence, l’énergie est partiellement dissipée sous forme d’effet Joule dans l’ionosphère par l’intermédiaire des collisions entre ions et particules neutres. Ce processus implique que des courants alignés circulent le long des lignes de force du champ magnétique entre la magnétosphère et l’ionosphère. Le circuit correspondant est compliqué: une partie du courant passe du côté crépuscule de la magnétosphère à l’ionosphère polaire où elle s’écoule le long de l’ovale auroral avant de quitter l’ionosphère pour le côté aube de la magnétosphère (fig. 6).

Le rayonnement kilométrique de la Terre

Vue de l’espace, la Terre apparaît comme une source importante de rayonnement radioélectrique: c’est une radiosource au sens des astronomes. Les fréquences de ce rayonnement couvrent la bande allant de 50 à 750 kilohertz, l’intensité étant maximale aux environs de 250 kilohertz, c’est-à-dire pour une longueur d’onde de 1,2 km. Ces fréquences sont trop basses pour que ces ondes puissent traverser l’ionosphère et arriver jusqu’à la surface de la Terre. Il faut donc être dans l’espace pour observer ce rayonnement dont la puissance atteint un milliard de watts.

Ce rayonnement est étroitement lié à l’apparition d’arcs auroraux discrets engendrés par des faisceaux d’électrons précipités dans l’ionosphère avec une énergie de l’ordre de 10 000 électronvolts. L’existence de ces faisceaux d’électrons est due au développement de différences de potentiel de plusieurs milliers de volts le long des lignes de force du champ magnétique. Bien entendu, la mobilité des électrons le long des lignes de force semblerait devoir interdire l’apparition de ce type de phénomène. Toutefois, lorsque les courants qui circulent parallèlement au champ magnétique deviennent trop importants, des doubles couches électrostatiques ou des instabilités de plasma peuvent apparaître et entraîner une résistivité anormale et la chute de potentiel correspondante. Il est vraisemblable que ce phénomène se produise dans l’atmosphère solaire et dans d’autres magnétosphères que celle de la Terre.

Il faut remarquer que ces chutes de potentiel accélèrent les ions de charge opposée à celle des électrons de l’ionosphère vers la magnétosphère, et qu’il y a là un important processus d’alimentation des ceintures de Van Allen et de la couche neutre en ions d’origine ionosphérique.

Le courant annulaire

Nous avons noté à propos des ceintures de Van Allen que la dérive longitudinale des électrons se produisait vers l’est et celle des ions vers l’ouest. Il en résulte un courant circulant le long d’un anneau tout autour de la Terre à environ 5 rayons terrestres de celle-là, et dont les fluctuations provoquent des variations mondiales du champ magnétique au niveau du sol. Lorsqu’une intensification de la convection magnétosphérique injecte vers la Terre une quantité accrue de plasma chaud en provenance de la queue, la croissance asymétrique du courant annulaire alimente le circuit complexe qui fait intervenir les lignes de force du champ magnétique et l’ovale auroral ionosphérique (fig. 7).

Les sous-orages magnétosphériques

L’efficacité de la dynamo qui transforme l’énergie cinétique du vent solaire en énergie électromagnétique des champs et courants magnétosphériques fluctue de façon très importante lorsque la vitesse du vent solaire ou le champ magnétique interplanétaire varient. En particulier, quand le champ magnétique interplanétaire a une composante dirigée vers le sud, l’efficacité de la dynamo devient très grande et l’énergie magnétique emmagasinée dans la queue s’accroît considérablement. Cette énergie est dissipée par une succession d’événements brusques, auxquels on a donné le nom de «sous-orages». En effet, les orages magnétosphériques bien connus par leurs effets sur l’ionosphère ne sont en fait que la succession de ces sous-orages qui se déclenchent brusquement et irrégulièrement par un processus dont l’identification précise reste à déterminer. Au cours de la phase principale du sous-orage, l’énergie magnétique accumulée dans la queue se trouve très efficacement transportée vers l’ionosphère où elle est dissipée sous forme d’effet Joule dans les courants ionosphériques, et sous forme de précipitations de particules à travers les phénomènes de chute de potentiel le long du champ magnétique, dont le rôle essentiel a été souligné à propos du rayonnement kilométrique.

4. La magnétosphère des autres planètes

Mercure

L’exploration spatiale a permis la mise en évidence d’un faible champ magnétique dipolaire qui représente moins de 1 p. 100 du champ terrestre. L’existence de ce champ magnétique entraîne celle d’une magnétosphère de taille réduite qui dévie les particules énergétiques du vent solaire.

Planètes géantes

Le champ magnétique jovien est très grand, plus de dix fois celui de la Terre ^{[cf. JUPITER]}. Jupiter possède en conséquence une énorme magnétosphère dont la face solaire est située à une centaine de rayons joviens de la planète (pour la Terre c’est une dizaine de rayons terrestres, alors que le rayon jovien est environ dix fois plus grand que celui de la Terre). La queue de la magnétosphère jovienne s’étend à plusieurs unités astronomiques dans la direction antisolaire. Comme autour de la Terre, on trouve autour de Jupiter deux ceintures de rayonnement où sont prises au piège des particules dont l’énergie est de plusieurs dizaines de mégaélectronvolts. Ces caractéristiques ont été confirmées et précisées par les sondes spatiales qui ont exploré le voisinage de la planète. Dans leurs grandes lignes, elles avaient pu être déduites de l’observation au sol du rayonnement radioélectrique de Jupiter: tout d’abord, celui qui apparaît en longueurs d’onde décimétriques et qui est expliqué par le rayonnement synchrotron de la population des ceintures dans un champ dipolaire dont l’axe fait un angle d’une dizaine de degrés avec l’axe de rotation de la planète. Le rayonnement en longueurs d’onde décamétriques (de 7 à 700 m) est émis de façon sporadique sous la forme de sursauts brefs et intenses qui peuvent se succéder très rapidement pendant des périodes actives dont la durée va de quelques minutes à quelques heures. Une des caractéristiques remarquables de ce rayonnement est d’avoir son intensité modulée par la position du satellite Io, un des quatre satellites principaux de Jupiter, qui est le plus proche de la planète et dont l’orbite est située dans la magnétosphère de cette dernière. Ce phénomène est attribué au fait que Io est un bon conducteur électrique dont le mouvement dans ce champ magnétique jovien entraîne un effet dynamo. Cette conductivité, initialement attribuée au sol même de Io, est due à l’ionosphère de cette dernière dont l’existence a été découverte par son influence sur la propagation des signaux de télémesure de la sonde Pioneer-10, lors d’une occultation de cette dernière par Io. La magnétosphère de Jupiter a une structure particulière en forme de disque circulaire situé près de l’équateur magnétique (fig. 8). Cette structure provient d’un système de courants électriques circulaires qui entoure Jupiter au voisinage de son plan équatorial. La rotation rapide de la planète est un facteur déterminant dans la formation de cette structure qui implique que le champ magnétique n’est plus dipolaire au voisinage du plan équatorial.

Les sondes Pioneer-11 et Voyager-1 et 2 ont mis en évidence sur Saturne un moment magnétique 540 fois plus grand que celui de la Terre mais 36 fois plus petit que celui de Jupiter. La magnétosphère correspondante a des dimensions de l’ordre du tiers de celle de Jupiter ^{[cf. SATURNE]}. Des flux de protons, d’une énergie de plusieurs dizaines de mégaélectronvolts, et d’électrons, d’une énergie de plusieurs mégaélectronvolts, ont été observés et correspondent à des particules prises au piège magnétique, malgré la présence des célèbres anneaux de matière.

Une seule sonde, Voyager-2, a effectué des mesures dans les parages d’Uranus et de Neptune, dont les magnétosphères sont donc moins bien connues que les précédentes. Elles sont comparables en taille à celle de Saturne, avec des magnétopauses situées entre 20 et 30 rayons planétaires.

5. Magnétosphères en astrophysique

Le pouvoir de résolution angulaire de nos télescopes reste encore insuffisant pour que les étoiles, trop éloignées de nous, apparaissent autrement que comme des points sans dimension. L’exploration spatiale est pour l’instant limitée à l’héliosphère. Nous n’avons donc aucun moyen d’observer directement les caractéristiques détaillées d’éventuelles magnétosphères d’objets astronomiques. Toutefois, le rayonnement particulier de certains d’entre eux est attribué à des phénomènes magnétosphériques.

Pulsars

Les pulsars sont des sources de rayonnement radioélectrique dans une bande de fréquences de 100 à 1 000 mégahertz qui, comme le suggère le nom de pulsar, se présente sous la forme d’impulsions rigoureusement périodiques. La période de cette modulation va de quelques millisecondes à quelques secondes, et la durée de l’émission ne représente que quelques pour-cent de la période. Ces caractéristiques permettent d’éliminer une vibration éventuelle de l’étoile et conduisent à la conclusion qu’il s’agit d’objets en rotation rapide qui ne peuvent être que des étoiles à neutrons. Ces dernières possèdent un champ magnétique très important et des mécanismes d’émission, tels que ceux du rayonnement décamétrique de Jupiter et du rayonnement kilométrique de la Terre, sont tout à fait possibles. En fait, plusieurs processus de rayonnement cohérent, capables d’engendrer les puissances énormes observées, ont été proposés par les théoriciens sans que les données expérimentales disponibles permettent de faire un choix.

Étoiles doubles, sources de rayons X

L’avènement de l’ère spatiale a permis de s’affranchir de l’écran opaque que constitue l’atmosphère terrestre pour les rayonnements de courte longueur d’onde. Les mesures effectuées par satellite ont permis en particulier d’identifier de nombreuses sources de rayonnement X. Certaines d’entre elles sont attribuées à des systèmes binaires où de la matière passe d’une étoile normale à un compagnon qui est un objet compact, comme une étoile à neutrons, possédant un fort champ magnétique qui crée une magnétosphère autour de lui. La taille de cette magnétosphère peut être déduite de l’équilibre des pressions et on estime qu’elle est petite par rapport à celle de la région d’accrétion mais grande par rapport à la taille de l’étoile à neutrons. La source de l’émission X est créée aux dépens de l’énergie gravitationnelle libérée dans le processus d’accrétion. Le transfert de matière a donc une importance fondamentale. Cette matière atteint l’objet compact le long des lignes de force de son champ magnétique, qui ne sont probablement pas reliées à l’étoile compagnon. Un mécanisme de transfert de masse à travers la magnétopause, beaucoup plus efficace que celui qui est observé pour la magnétosphère terrestre, existe donc et son identification fait l’objet d’observations permettant d’approfondir l’évolution des systèmes lunaires.

Encyclopédie Universelle. 2012.