AURORE POLAIRE

AURORE POLAIRE
AURORE POLAIRE

L’aurore polaire est un phénomène qui se produit dans la haute atmosphère et qui se manifeste au cours de la nuit par l’apparition dans le ciel de lueurs dont la forme et l’intensité peuvent évoluer rapidement et dont la couleur se situe en général entre le bleu-vert et le jaune, plus rarement vers le rouge. Fréquentes dans les régions de haute latitude, elles apparaissent exceptionnellement aux latitudes moyennes, en période de forte activité solaire. Selon l’hémisphère où elles sont observées, elles portent le nom d’aurores boréales (hémisphère Nord) ou australes (hémisphère Sud). La précipitation d’électrons et d’ions énergiques – en majorité des protons – dans la haute atmosphère est à l’origine de ces émissions lumineuses; ce sont essentiellement les atomes et les molécules neutres de l’atmosphère qui, portés à un état excité par l’impact d’une particule énergique, émettent, en revenant à l’état fondamental, un photon dont la longueur d’onde est caractéristique de leur nature chimique et du niveau de l’état excité. Ainsi les émissions aurorales constituées d’un spectre de raies atomiques et de bandes moléculaires sont-elles le reflet des caractéristiques de la haute atmosphère, en particulier de sa composition chimique. Elles sont aussi, et surtout, la manifestation visible de phénomènes qui intéressent l’environnement de notre planète dans son ensemble et qui résultent de l’interaction entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre.

Les étapes d’une découverte

L’aspect grandiose et mystérieux des aurores polaires n’a pas manqué, au long des siècles, de frapper l’imagination des témoins; il n’est donc pas surprenant d’en trouver mention dans des textes qui remontent à la plus haute antiquité. Si l’on doit considérer avec prudence l’exégèse de certains passages de l’Ancien Testament, nul ne met en doute la précision et le réalisme des descriptions de plusieurs auteurs grecs et latins comme Anaximène de Milet (VIe s. av. J.-C.), Anaxagore – rapporté par Plutarque –, Hippocrate, Aristote, Pline le Jeune ou Sénèque. Si les récits des navigateurs qui, dès cette époque, s’aventurèrent le long des côtes de l’Europe septentrionale et dans l’Atlantique nord, peuvent avoir inspiré certaines relations, d’autres sont, à n’en pas douter, des témoignages directs, puisque, au cours d’événements exceptionnels, les aurores peuvent être observées jusqu’aux latitudes moyennes. Épousant les idées en vigueur à l’époque sur l’organisation de l’Univers, Aristote, dans ses Météorologiques , identifie les formes aurorales aux flammes de l’éther et dépeint «des déchirures du ciel nocturne derrière lesquelles on voit des flammes»; Hippocrate donne une interprétation fondée sur la réflexion de la lumière solaire sur la glace, idée qui, d’une façon surprenante, sera reprise plusieurs fois jusqu’au XVIIIe siècle! Aux latitudes méditerranéennes, l’aurore, rare, spectaculaire, avec une coloration rouge prononcée, effraie les populations qui la prennent pour un signe des dieux: «c’est un gouffre par lequel le ciel entrouvert semble vomir des flammes», écrit Sénèque. En Chine, une longue tradition d’observations astronomiques, qui remonte au IIIe millénaire avant notre ère, fournit également plusieurs témoignages précis. Tout au long du Moyen Âge, et malgré l’occurrence beaucoup plus faible des aurores durant cette période, en Angleterre, en Allemagne, en Scandinavie et en Russie, érudits et moines apporteront une contribution importante à ces observations initiales; mais c’est avec la Renaissance qu’apparaissent les premières analyses scientifiques. Galilée lui donne pour la première fois le nom d’aurore boréale, et le mathématicien français Gassendi publie une description détaillée sur l’aurore exceptionnelle du 12 septembre 1691. Au XVIIIe siècle, sont organisées des expéditions scientifiques dans le nord de l’Europe; des mathématiciens et des physiciens éminents, tels Edmund Halley, Leonhard Euler et Michael Maier, lui consacrent une partie de leurs travaux, et le Français Jean Jacques d’Ortous de Mairan publie un ouvrage complet dans lequel il combat les superstitions et certaines idées répandues alors: pour lui, l’aurore est une manifestation particulière de la lumière zodiacale. Johan Carl Wilcke et Anders Celsius découvrent que l’aurore s’accompagne de perturbations du champ magnétique terrestre, et Benjamin Franklin élabore une théorie qui rattache l’aurore à la circulation atmosphérique. La première aurore australe est observée par James Cook dans l’océan Indien le 17 février 1773, confirmant ainsi ce que de Mairan avait pressenti, c’est-à-dire que le phénomène devait être commun aux deux pôles. Au milieu du XIXe siècle, un physicien allemand, Herman Fritz, publie une carte donnant les lignes d’égale occurrence des aurores dans l’hémisphère Nord, auxquelles il attribue le nom d’isochasmes, en référence au mot grec chasmata (gouffres), par lequel Aristote avait traduit ses observations. Jean-Baptiste Biot montre que les émissions aurorales ne sont pas polarisées, ce qui prouve qu’elles ne peuvent être le résultat d’une réflexion ou d’une réfraction, puis, en 1867, Anders Ångström identifie leur spectre à celui des raies d’émission des gaz de l’atmosphère. La fin du XIXe et le début du XXe siècle voient un développement rapide des observations en Scandinavie, et particulièrement en Norvège, où Olaf Birkeland puis Fredrik Størmer s’illustrent par leurs observations photographiques – réalisées dans les conditions les plus difficiles –, mais surtout par leurs travaux théoriques qui témoignent d’une étonnante vision prospective dont la valeur sera confirmée quelque cinquante années plus tard. L’observation des aurores australes ne commencera de façon significative que lors des expéditions dans l’Antarctique de Robert F. Scott, Ernest H. Shackleton et Charles Wilkes; on découvrira alors la simultanéité des phénomènes auroraux dans les deux hémisphères.

Les progrès de la spectroscopie, dus en particulier à Lars Vegard, puis l’organisation de l’Année géophysique internationale en 1957-1958 ont permis d’améliorer et surtout de multiplier et de conjuguer les observations photométriques et spectrométriques dans les régions polaires. Les lancements de Spoutnik-1, de Spoutnik-2 puis d’Explorer-1 marquent le début de l’ère spatiale, dont le développement prodigieux amènera une meilleure connaissance des aurores et montrera surtout qu’elles ne sont que la signature des phénomènes qui affectent l’ensemble de la magnétosphère et de l’ionosphère terrestres. Il est devenu évident que la coordination des efforts n’est pas seulement nécessaire pour les observations au sol, mais s’avère indispensable pour les observations spatiales: tel était l’objectif assigné à l’Étude internationale de la magnétosphère dont la phase opérationnelle s’est achevée au seuil de la décennie quatre-vingt. D’autres expériences ont été réalisées par la suite, notamment la création d’aurores artificielles par injection d’électrons à partir de fusées.

Morphologie des phénomènes auroraux

Dès le début des analyses scientifiques, il est apparu nécessaire de s’accorder sur une classification qui tienne compte de la forme, de l’étendue et de l’intensité des émissions, et qui permette une approche objective et quantitative du phénomène. Les variations rapides de forme et d’intensité et la mouvance caractéristique des aurores à leur maximum d’activité ont rendu difficile la définition d’un cadre très strict, mais on reconnaît maintenant deux types principaux:

– Les formes diffuses, taches et voiles, qui occupent une zone de grande extension en longitude – plusieurs milliers de kilomètres – et en latitude – plusieurs centaines de kilomètres – avec une luminosité assez uniforme et des contours flous; ces formes diffuses, qui apparaissent surtout après minuit et ne varient que lentement, sont dites quiescentes.

– Les formes discrètes, bandes et arcs (draperies et couronnes), à l’aspect de feuillets lumineux alignés le long du champ magnétique terrestre et qui s’étendent considérablement en longitude, mais dont les dimensions en latitude sont faibles (entre 1 et 10 km le plus souvent). Ces bandes et arcs sont séparés par des zones de dimensions équivalentes où la luminosité est beaucoup plus faible. Les arcs représentent la forme active de l’aurore: leur position et leur intensité se modifient en quelques secondes; leur forme se complique alors de circonvolutions (fig. 1, 2 et 3); ils apparaissent surtout entre 22 heures et 1 heure en temps local. Les bandes sont plus stables et se situent en début de nuit; elles peuvent être homogènes, striées par des filaments ou rayées parallèlement au champ magnétique. Au zénith, les aurores polaires les plus intenses sont environ mille fois plus lumineuses que le ciel nocturne le plus noir et dix mille fois moins lumineuses qu’un ciel bleu à midi. La raie verte de l’oxygène à 557,7 nm est proche du maximum de sensibilité de l’œil; aussi est-on convenu de classer les intensités aurorales d’après la luminance de cette radiation (cf. tableau). À partir de l’intensité 2, la couleur des aurores est perceptible à l’œil; cependant, la simple observation visuelle peut conduire à des confusions. Tout d’abord, l’œil a un seuil de détection des couleurs tel que la plupart des aurores de faible intensité apparaissent uniformément blanchâtres; ensuite, dans le cas d’aurores intenses et voisines du zénith, l’observateur qui perçoit simultanément des émissions dans le vert et dans le rouge a l’impression d’une émission dans le jaune; enfin, pour des aurores rapidement variables, le phénomène de persistance de la raie verte, dont le temps de désexcitation est de 0,7 seconde, conduit à une rémanence des impressions rétiniennes dans la partie verte du spectre.

Les zones de fréquence maximale des aurores ont la forme d’ovales; les courbes d’isofréquence de l’aurore ou isochasmes reproduisent assez fidèlement l’intersection avec la haute atmosphère des surfaces décrites par les électrons dans leur mouvement de dérive dans le champ magnétique terrestre; l’isochasme de fréquence maximale correspond en moyenne à une latitude magnétique de 690. Les ovales se contractent en période de calme géomagnétique ou de minimum d’activité solaire; ils ne sont pas centrés sur les pôles géomagnétiques mais sont déplacés vers les plus hautes latitudes du côté jour. Dans son mouvement au cours de la journée, la région aurorale est balayée entièrement par l’ovale où se produisent de façon continue des précipitations de particules dont les flux augmentent considérablement pendant les périodes actives ou sous-orages magnétosphériques (cf. infra ). Un observateur placé dans une station de latitude magnétique égale à 650 environ perçoit le développement de tels événements de la façon suivante:

– dans une première phase, de croissance, entre 18 et 22 heures locales, on observe une lueur diffuse dans la direction du pôle, puis une bande homogène apparaît à l’horizon et se déplace en direction du zénith; elle est suivie d’arcs qui peuvent se déformer et être animés de mouvements rapides;

– le début de la deuxième phase est marqué par la rupture (break up ) des formes homogènes et l’apparition de structures rayées; on voit alors des draperies et des couronnes, très rapidement variables, en direction du zénith;

– dans une dernière phase, de recouvrement, l’aurore devient plus quiescente; elle est surtout formée de lueurs diffuses, quelquefois de taches pulsantes qui régressent vers le nord ou disparaissent sur place.

En dehors de la zone aurorale proprement dite, des phénomènes lumineux tout à fait analogues se produisent, auxquels on donne le nom d’aurores. Dans la calotte polaire, à des latitudes géomagnétiques supérieures à 750 environ, on observe souvent des formes discrètes de modeste intensité appelées arcs de la calotte polaire; de faibles dimensions transverses – quelques dizaines de kilomètres au maximum –, ils sont en général alignés parallèlement à la direction du Soleil et peuvent s’étendre sur de très grandes distances, d’un bord à l’autre de la calotte polaire, sur plusieurs milliers de kilomètres. Ils apparaissent surtout en période de faible activité aurorale, ou, dans le secteur du matin, pendant la phase de recouvrement. À la suite des éruptions chromosphériques solaires, il arrive que l’ensemble de la calotte polaire soit le siège d’une émission lumineuse uniforme avec un maximum spectral vers le rouge: cette émission, d’intensité moyenne, est appelée lueur de la calotte polaire et est due à l’arrivée dans la haute atmosphère de protons solaires d’énergie comprise entre 0,5 et 100 mégaélectronvolts environ. Aux latitudes moyennes, comme celles de la France, les aurores sont un phénomène rare, observable uniquement en période d’activité aurorale exceptionnelle, coïncidant le plus souvent avec un maximum d’activité solaire particulièrement marqué. La zone aurorale descend alors à plus basse latitude mais, surtout, le dépôt d’énergie dans l’atmosphère neutre est tel que le chauffage et l’expansion qui en résultent entraînent une augmentation considérable de la densité à haute altitude: les émissions, encore très fortes à plusieurs centaines de kilomètres, voire à 1 000 kilomètres d’altitude, peuvent alors être intensifiées par l’éclairement direct du Soleil (cf. infra ) et devenir visibles jusque dans les régions tropicales: ce fut le cas de l’aurore du 4 février 1872, visible à Bombay (100 N), d’aurores en septembre 1957 et février 1958, vues depuis Mexico (300 N).

Quelques jours après les orages magnétiques, apparaît parfois dans les régions de moyenne latitude une émission rouge très stable: c’est l’arc rouge de haute altitude (vers 600 km), dont l’intensité est, cependant, le plus souvent subvisuelle.

L’observation des aurores à partir du sol, effectuée au moyen de caméras «plein ciel» ou de photomètres, reste limitée en extension spatiale (de l’ordre de 1 000 km pour une caméra) et est surtout assujettie aux conditions météorologiques, souvent défavorables dans les régions polaires. Depuis le début des années soixante-dix, les vues de la zone aurorale obtenues à partir de plates-formes spatiales ont donné une impulsion nouvelle aux études effectuées dans ce domaine, car elles s’affranchissent de ces deux contraintes et fournissent des données à grande échelle indispensables à la compréhension des phénomènes. Les figures 4 et 5 illustrent bien la qualité des résultats obtenus.

Spectres et mécanismes d’émissions

Pour l’essentiel, les émissions lumineuses aurorales proviennent de la désexcitation des composants neutres et ionisés de la haute atmosphère dont l’état excité, et éventuellement ionisé, résulte de l’impact d’une particule énergique ou d’une réaction chimique telle qu’une recombinaison radiative:

ou dissociative:

Ce sont surtout les électrons primaires incidents, d’énergie comprises entre une centaine d’électronvolts (eV) et quelques centaines de kiloélectronvolts, et les électrons secondaires d’énergie inférieure à 50 électronvolts, créés lors des collisions successives des électrons primaires avec les constituants neutres, qui sont à l’origine des processus d’excitation et d’ionisation. Le spectre de ces émissions traduit donc la composition de l’atmosphère dans la gamme d’altitude affectée par ces particules énergiques, c’est-à-dire de 90 à 300 kilomètres environ. Il est dominé par les bandes moléculaires et les raies atomiques de l’azote et de l’oxygène ou de leurs ions. Parmi les raies atomiques les plus intenses, on trouve des raies interdites de l’oxygène atomique, d’une part à 557,7 nanomètres (raie verte), résultat de la transition du niveau d’énergie 1S au niveau 1D, d’autre part à 630,0-636,4 nanomètres (raie rouge), qui résulte de la transition du niveau 1D au niveau 3P. À basse altitude, c’est-à-dire de 90 à 180 kilomètres environ, la raie rouge de l’oxygène est faible, car le temps moyen de collision de O (1D) avec les composants de l’atmosphère neutre est très petit devant le temps moyen d’émission de la raie 630,0 nanomètres (110 s): les atomes dans l’état 1D ont donc une probabilité beaucoup plus grande de céder leur énergie aux autres composants de l’atmosphère au cours d’une collision que de se désexciter seuls en émettant un photon; c’est le phénomène bien connu de désactivation collisionnelle. Par contre, la décroissance exponentielle de la densité atmosphérique lorsque l’altitude augmente entraîne une diminution identique de la fréquence des collisions et, au-delà d’environ 200 kilomètres, cette désactivation perd rapidement de son importance. En outre l’énergie d’excitation du niveau 1D (1,96 eV) est nettement plus faible que celle du niveau 1S (4,17 eV); par suite, la probabilité d’excitation au niveau 1D est bien plus grande dans les conditions aurorales en raison du spectre en énergie des électrons secondaires de quelques électrons-volts à quelques dizaines d’électrons-volts qui assurent l’essentiel de l’excitation. Ces deux effets cumulés aboutissent à une intensification considérable de la raie rouge au-delà de 200 kilomètres qui devient alors largement majoritaire. Parmi les bandes moléculaires, la plus forte dans le visible est la première bande négative de l’ion +2 (B2 u +X2 g +), avec une émission à 391,4 nanomètres dont l’intensité est comparable à celle de la raie verte de l’oxygène, et une émission plus faible à 427,8 nanomètres. Lorsque la partie supérieure des formes aurorales est éclairée par le Soleil, ce qui est le cas lors des longs crépuscules des hautes latitudes, l’intensité des émissions de +2, en particulier de celle à 391,4 nanomètres, est très fortement augmentée par diffusion fluorescente des photons solaires, dans une proportion de 1 à environ 100. Cela explique l’aspect déroutant de certaines aurores: au-dessus d’une région d’émission assez intense dans la raie verte (vers 100-120 km), se trouve une zone sombre surmontée par une zone de couleur violette. En effet, la diffusion fluorescente intensifie l’émission à 391,4 nanomètres et la fait passer au-dessus du seuil de visibilité dans la tranche d’altitude éclairée par le Soleil. Ce phénomène explique aussi l’observation des aurores depuis les basses latitudes. Les électrons ambiants de l’ionosphère ne deviennent efficaces que lorsque leur température est élevée, plus de 5 000 kelvins: c’est le cas pour les arcs rouges de moyenne latitude.

On trouve également dans le spectre auroral des émissions de l’hydrogène, les raies de la série de Balmer H 見 (656,2 nm), H 廓 (486,1 nm), H 塚 (434,0 nm) dans le visible et Ly 見 (121,6 nm) dans l’ultraviolet, invisible depuis le sol. Ces raies sont dues aux protons énergiques qui précipitent en même temps que les électrons et qui sont excités lors de leurs collisions avec les composants de l’atmosphère neutre. La raie H 見, la plus intense de la série de Balmer, présente un déplacement du pic vers les faibles longueurs d’ondes et une dissymétrie prononcée, l’intensité du signal étant plus élevée vers les faibles longueurs d’ondes. Dès 1950, Aden B. Meinel a interprété ce résultat comme un effet Doppler dû aux protons précipités; le déplacement du pic correspond à des protons ayant une vitesse de 300 à 400 kilomètres par seconde, donc d’énergie voisine de 1 kiloélectronvolt; la dissymétrie des flancs traduit l’arrivée de protons dont la vitesse atteint 2 000 kilomètres par seconde, c’est-à-dire une énergie de l’ordre de 25 à 30 kiloélectronvolts. Ces conclusions se sont trouvées brillamment confirmées une dizaine d’années plus tard, lorsque les mesures directes des flux de protons à l’aide de fusées montrèrent un spectre en énergie dont la valeur moyenne est de quelques kiloélectronvolts et qui s’étale de moins de 1 à plus de 20 à 30 kiloélectronvolts.

Pour établir une classification des aurores suivant leur intensité, on utilise un coefficient international de brillance, fondé sur la raie verte de l’oxygène à 557,7 nanomètres: il vaut 1 pour une émission de 1 kilorayleigh (luminosité de la Voie lactée), 2 pour 10 kilorayleighs (luminosité des cirrus éclairés par la Lune), 3 pour 100 kilorayleighs (luminosité des cumulus éclairés par la Lune) et 4 pour 1 000 kilorayleighs (illumination du sol par pleine lune).

Particules aurorales et sous-orages magnétosphériques

Bien que le rôle essentiel des électrons ait été prédit dès le début du XXe siècle, ce n’est qu’au cours des années cinquante, avec les premières mesures en ballons stratosphériques du rayonnement X de freinage puis, surtout, avec les données obtenues sur fusées pendant l’Année géophysique internationale, que l’on put les identifier sans ambiguïté. Depuis 1958, le lancement d’un très grand nombre de satellites et le développement des techniques expérimentales se sont traduits par la collecte d’une masse imposante de données et par une avancée spectaculaire dans la compréhension des phénomènes auroraux. Le champ magnétique terrestre, dont la structure peut, en première approximation, être considérée comme dipolaire, soumet les particules chargées à la force de Laplace et leur mouvement global est la résultante de trois mouvements élémentaires (cf. MAGNÉTOSPHÈRES, fig. 5). Le premier est une rotation autour du champ magnétique local. Le second est un mouvement de va-et-vient entre les deux hémisphères: la convergence des lignes de force vers la Terre crée une force dirigée le long du champ magnétique ち, vers le haut, qui réduit la composante de la vitesse de la particule parallèle à ち dirigée vers la Terre et la renvoie vers l’hémisphère opposé où le même mécanisme la réfléchira de nouveau. La particule a donc un mouvement de va-et-vient entre deux points, l’un au nord, l’autre au sud, appelés points miroirs, où l’angle d’attaque de la particule défini par 見 = (face="EU Arrow" ふ, ち) est égal à 900. La force de Laplace étant perpendiculaire à la vitesse, l’énergie de la particule reste constante au cours du mouvement. À ces deux mouvements se superpose une dérive longitudinale qui amène les particules à tourner autour de la Terre sur une coquille magnétique. Les périodes caractéristiques de ces différents mouvements sont très différentes: dans le cas des électrons, par exemple, la première varie de 1 microseconde à basse altitude à quelques centaines de microsecondes à l’apex de la ligne de force, la deuxième et la troisième, pour des électrons de 30 kiloélectronvolts, sont de l’ordre de 2 secondes et de 2 heures respectivement. En tout point de la trajectoire, l’angle d’attaque 見 d’une particule est relié à l’intensité locale B du champ magnétique et à sa valeur au point miroir B m par la relation:

Tout ce qui vient d’être dit est valable lorsque le champ magnétique ne varie pas dans le temps et lorsque les particules n’entrent pas en interaction avec l’atmosphère. Si l’altitude des points miroirs est élevée, par exemple supérieure à 300 kilomètres pour des conditions normales, les collisions des particules avec les constituants de l’atmosphère restent suffisamment rares pour ne pas influer de façon appréciable sur leur mouvement: on dit qu’elles sont piégées. Au contraire, si l’altitude des points miroirs diminue, la fréquence des collisions augmente très rapidement et peut être telle que les particules ne retournent pas dans l’hémisphère opposé et sont absorbées par l’atmosphère: on dit alors qu’elles sont précipitées, et ce sont ces particules qui sont à l’origine des émissions lumineuses aurorales. C’est le cas par exemple des électrons de quelques kiloélectronvolts dont l’altitude du point miroir est inférieure à 150 kilomètres.

Les caractéristiques des flux de particules sont exprimées sous la forme d’une fonction de distribution en énergie et en angle d’attaque qui s’écrit:

d N(E, 見) est le nombre de particules ayant à la fois une énergie comprise entre E et E + d E et un angle d’attaque compris entre 見 et 見 + d 見.

Le flux des électrons auroraux, qui peut varier de 106 à 1010 e- . cm-2 . sr-1 . s-1, est de vingt à cent fois plus intense que celui des protons; l’énergie de ces électrons est comprise entre 100 électronvolts et 200-300 kiloélectronvolts environ, les spectres présentant le plus souvent une décroissance exponentielle en fonction de l’énergie de la forme:

Les aurores diffuses sont engendrées par des électrons dont l’énergie caractéristique E0 est de l’ordre de 10 à 20 kiloélectronvolts; dans les arcs, l’énergie caractéristique est plus faible, de l’ordre de quelques kiloélectronvolts, le flux est plus intense et l’on trouve souvent au moment de la phase de rupture un «pic» dans le spectre centré sur une énergie de l’ordre de 1 à 5 kiloélectronvolts. Une fraction importante de l’énergie déposée dans l’atmosphère est due à ce pic, et l’on qualifie fréquemment les précipitations de ce type de monoénergétiques. Comme les spectres, les distributions angulaires sont très variables mais une synthèse des observations montre que les aurores diffuses sont associées à des distributions pratiquement isotropes, c’est-à-dire pour lesquelles la fonction de distribution f (E, 見) ne dépend pas, ou dépend peu, de 見, alors que les formes discrètes correspondent souvent à des flux intenses le long du champ magnétique, ce qui explique le niveau et la localisation des émissions lumineuses (entre 105 et 120 km d’altitude).

Dès le début des années soixante, il est apparu que les aurores polaires n’étaient qu’une des manifestations, la plus spectaculaire certes, des perturbations qui affectent l’ensemble de la magnétosphère terrestre et que l’on désigne sous le nom de sous-orages magnétosphériques. La figure 2 de l’article MAGNÉTOSPHÈRES présente une coupe suivant le méridien midi-minuit de la magnétosphère: le champ magnétique terrestre, sensiblement dipolaire, est déformé par le vent solaire, comprimé sur le côté jour et étiré du côté nuit. La région de l’espace où s’exerce l’influence du champ magnétique terrestre est appelée magnétosphére; dans la partie arrière, la densité du plasma ambiant est faible (0,1 particule . cm-3 en moyenne), sauf dans la couche de plasma qui, par l’intermédiaire des lignes de force du champ magnétique qui la traversent, est reliée à l’ovale auroral et apparaît donc comme le réservoir naturel des particules aurorales. L’un des facteurs essentiels de l’interaction entre le vent solaire et la magnétosphère est le champ magnétique interplanétaire qui contrôle dans une large mesure le transfert de masse et d’énergie du vent solaire à la magnétosphère et le couplage électrodynamique des deux milieux qui donne naissance à un mouvement global de convection du plasma magnétosphérique.

Les phases successives d’un sous-orage magnétosphérique traduisent une augmentation du transfert d’énergie et la dissipation de cette énergie dans la magnétosphère ou l’ionosphère de haute latitude. Les événements les plus marquants sont les suivants:

– à une distance de l’ordre de 10 à 15 RT (RT = rayon terrestre), la couche de plasma s’amincit (cf. MAGNÉTOSPHÈRES, fig. 2), cette déformation se propageant à la fois vers la Terre et vers la queue de la magnétosphère; le plasma qu’elle contient est échauffé, son énergie caractéristique passant de 1-2 à plus de 10 kiloélectronvolts, et injecté dans la partie de la magnétosphère plus proche de la Terre; cette injection s’effectue à environ 6-7 RT sur les lignes de force dont le pied est dans la zone aurorale; une partie des particules injectées précipite dans l’atmosphère en donnant naissance aux aurores, une autre partie diffuse à travers le champ magnétique pour peupler les ceintures de radiations qui entourent la Terre; la distance de 6-7 RT correspondant au voisinage de l’orbite géostationnaire, d’où le grand intérêt de l’utilisation des satellites géostationnaires. Le sondeur ionosphérique Eiscat, installé en Scandinavie, permet également l’étude des phénomènes auroraux;

– le mouvement de convection dans la magnétosphère est accéléré et sa structure modifiée; l’intensité des courants circulant dans l’ionosphère aurorale et polaire est multipliée par un facteur de l’ordre de 10 à 100, ce qui donne naissance à l’électrojet auroral responsable de perturbations de grande amplitude du champ magnétique au sol, qui rendent par exemple impossible l’utilisation de la boussole pour s’orienter dans les régions de haute latitude; simultanément, des courants intenses circulent le long des lignes de force du champ magnétique qui établissent ainsi le couplage électrique entre l’ionosphère et la magnétosphère; les instabilités de plasma liées à ces courants sont probablement à l’origine des émissions d’ondes électromagnétiques dans le domaine des longueurs d’onde kilométriques, très comparables aux émissions décamétriques de la planète Jupiter;

– la densité électronique dans l’ionosphère augmente, en particulier dans les régions E et 1, d’environ 90 à 200 kilomètres d’altitude; les instabilités qui se développent engendrent des irrégularités de densité électronique qui augmentent la rétrodiffusion des ondes H.F. (quelques dizaines de mégahertz); ce phénomène est connu sous le nom d’aurore radioélectrique et est mis à profit, entre autres, par les radios amateurs;

– l’énergie qui est dissipée par les courants dans l’ionosphère aurorale provoque une augmentation très importante de la température des constituants neutres dont les conséquences sont une expansion verticale de l’atmosphère et la naissance d’ondes de gravité à grande échelle aux effets ionosphériques sensibles jusqu’à l’équateur.

Si les processus qui sont à l’origine des émissions lumineuses aurorales sont maintenant bien compris, la multiplicité et la complexité des phénomènes qui concourent au développement des sous-orages magnétosphériques offrent encore un large domaine de recherches.

L’efficacité de l’ionosphère comme source des particules aurorales, la résistivité anormale ou les chocs électrostatiques le long des lignes de force qui supportent des courants intenses, le couplage électrodynamique entre le vent solaire et la magnétosphère sont, par exemple, des questions à l’ordre du jour. Il est maintenant certain que les phénomènes qui se développent dans l’environnement terrestre présentent de grandes similitudes avec ceux que l’on rencontre dans d’autres régions de l’Univers, en particulier sur les planètes géantes, le Soleil lui-même, voire les étoiles.

Les phénomènes auroraux et les sous-orages magnétosphériques apparaissent donc aujourd’hui comme un champ d’investigation de la physique des plasmas cosmiques privilégié par son accessibilité et la connaissance détaillée que l’on peut en avoir.

Aurore polaire phénomène lumineux atmosphérique, essentiellement visible à haute latitude nord (aurore boréale) ou sud (aurore australe), quand des particules électrisées sont précipitées dans la haute atmosphère.

Encyclopédie Universelle. 2012.

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