AURORE POLAIRE

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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. 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 B, vers le haut, qui réduit la composante de la vitesse de la particule parallèle à B 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 α = (V, B) 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 α d'une particule est relié à l'intensité locale B du champ magnétique et à sa valeur au point miroir Bm 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 :

dN(E, α) est le nombre de particules ayant à la fois une énergie comprise entre E et E + dE et un angle d'attaque compris entre α et α + dα.

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, α) ne dépend pas, ou dépend peu, de α, 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. 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, 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 préci [...]

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Jean-Jacques BERTHELIER, « AURORE POLAIRE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 26 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/aurore-polaire/