IONOSPHÈRE

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L'atmosphère est ionisée sur toute la surface du globe à partir d'une altitude d'environ 60 km, au-dessous de laquelle l'ionisation est négligeable ; cette région de l'atmosphère est appelée ionosphère. Vers les altitudes supérieures, l'ionisation s'étend jusqu'à la magnétopause, limite de la zone d'influence du champ magnétique terrestre. Cependant, il est admis que le terme ionosphère recouvre uniquement la zone inférieure, limitée à une altitude d'environ 1 000 km, zone où la densité des particules ionisées est la plus élevée. Au-delà, le milieu est essentiellement contrôlé par le champ magnétique et on lui réserve le nom de «  magnétosphère ».

L'origine des électrons et des ions libres constituant l'ionosphère réside principalement dans l'interaction entre le flux de rayonnement photonique solaire et les molécules de l'atmosphère neutre : un photon d'énergie supérieure au seuil d'ionisation de la molécule peut arracher un électron à cette molécule, créant ainsi un ion positif. De l'équilibre entre ce processus de création et les processus de perte et de transport résulte la formation de couches ionisées, bien connues maintenant dans leurs grandes lignes, mais à propos desquelles subsistent encore de nombreux points à élucider.

L'existence d'une ionosphère n'est pas spécifique à la Terre. Toute planète et tout satellite du système solaire possédant une atmosphère possèdent aussi une ionosphère. Même Mercure, dont l'atmosphère est très ténue, en est pourvu.

Théories de la formation de l'ionosphère

Si Balfour Stewart, dès 1882, prévoyait l'existence d'une couche conductrice dans la haute atmosphère pour expliquer la variation diurne du champ magnétique terrestre observée au sol, il fallut attendre encore vingt ans pour que Arthur Kennelly et Oliver Heaviside reprennent cette idée en vue d'interpréter la première liaison hertzienne entre l'Europe et l'Amérique effectuée par Guglielmo Marconi : cette couche conductrice joue le rôle de réflecteur pour les ondes radioélectriques et permet la transmission sur de grandes distances malgré la courbure de la Terre.

Guglielmo Marconi

Photographie : Guglielmo Marconi

Le physicien et inventeur italien Guglielmo Marconi (1874-1937) et le récepteur de télégraphie sans fil qu'il est venu installer à Terre-Neuve. Il y capte, en 1901, les premiers signaux émis de l'autre côté de l'Atlantique (3 400 km), à Poldhu (Cornouailles). 

Crédits : Hulton Archive/ Getty Images

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La théorie de la propagation des ondes radioélectriques dans un milieu ionisé (plasma) ne fut développée que beaucoup plus tard par Edward Appleton et Douglas Hartree (1931), confirmant l'interprétation de Kennelly et Heaviside.

À la même époque, Sidney Chapman proposa une théorie qui, bien que très simplificatrice dans ses hypothèses, permet de comprendre le mécanisme de la formation des couches ionisées. Le taux de production de l'ionisation est proportionnel d'une part à l'intensité du rayonnement, d'autre part à la concentration en particules neutres susceptibles d'absorber ce rayonnement. Ces deux facteurs varient en sens inverse avec l'altitude ; plus le rayonnement solaire pénètre dans l'atmosphère, plus il est absorbé ; son intensité croît en même temps que l'altitude, tandis que la densité atmosphérique diminue très rapidement quand l'altitude augmente. Il en résulte un maximum du taux de production de l'ionisation situé à une altitude intermédiaire. Sa position dépend de l'angle zénithal du Soleil. Chapman détermine ensuite la forme de la couche ionisée en égalant cette fonction de production à une fonction de perte dont l'expression dépend du mécanisme de disparition de l'ionisation considéré : recombinaison des électrons avec les ions positifs pour donner une particule neutre ou attachement des électrons sur une particule neutre pour donner un ion négatif. Il obtient ainsi différents types de couches, appelés respectivement α-Chapman et β-Chapman, dont on trouve des exemples dans l'ionosphère réelle.

Formation d'une couche ionisée

Dessin : Formation d'une couche ionisée

Principe de la formation d'une couche ionisée par interaction entre le rayonnement solaire et l'atmosphère. Le taux de production est proportionnel à l'intensité du rayonnement et à la densité de la matière ionisable. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Une modélisation complète de la formation et du comportement des couches ionisées n'est possible que si l'on connaît tous les facteurs intervenant dans les processus de création, de perte et de transport de l'ionisation. Cela implique de connaître la répartition spectrale du rayonnement solaire en fonction du temps, la répartition des composants de l'atmosphère neutre, les sections efficaces, ou probabilités, des réactions d'interaction entre photons et composants de l'atmosphère neutre, la nature et les sections efficaces des interactions ioniques et des mécanismes de perte et, enfin, les processus de transport et de diffusion de l'ionisation.

Le rayonnement solaire

Seules les radiations dont la longueur d'onde est inférieure à celle des radiations contenues dans le spectre visible sont suffisamment énergiques pour provoquer l'ionisation (ultraviolet et rayons X). Le spectre solaire se présente comme la superposition d'un spectre de raies et d'un spectre continu. Entre 200 nm et 90 nm, la température de brillance varie entre 4 750 et 6 500 K. Aux longueurs d'onde plus courtes, le rayonnement solaire est comparativement plus intense que le rayonnement du corps noir. Cela provient de ce que les courtes longueurs d'onde sont émises par la partie externe, la couronne solaire, beaucoup plus chaude (106K) que la photosphère responsable de l'émission des grandes longueurs d'onde.

Les raies d'émission (au nombre de 200 environ pour λ > 80 nm) sont pour la plupart bien identifiées. La plus intense est la raie Lyman α de l'hydrogène à 121,6 nm, qui correspond à un flux de 2,7 ( 1011 photons ( cm-2 ( s-1 pour des conditions solaires moyennes. Citons également les raies Lyman β (102,6 nm) et CIII (97,7 nm), dont les flux sont respectivement de 2,4 ( 109 et 4 ( 109 photons ( cm-2 ( s-1.

La variation régulière de l'intensité du rayonnement solaire avec une période de 11 ans (le cycle solaire) présente une amplitude d'autant plus grande que les longueurs d'onde sont faibles. Entre le minimum et le maximum du cycle solaire, l'intensité du rayonnement augmente d'un facteur cinquante au-dessous de 1 nm de longueur d'onde, alors qu'elle n'augmente que d'un facteur deux pour la raie Lyman α et qu'elle ne varie pratiquement pas dans le domaine visible.

Remarquons que la majeure partie de l'énergie du rayonnement solaire se situe dans les grandes longueurs d'onde. Le flux d'énergie au-dessous de 100 nm représente un cent-millième du flux total d'énergie. C'est cependant cette petite fraction du flux solaire qui est responsable des phénomènes d'ionisation et c'est elle qui dépend le plus fortement du cycle solaire undécennal.

La production d'ionisation

Un photon possède une énergie inversement proportionnelle à sa longueur d'onde. Or pour ioniser un atome ou une molécule, il faut lui fournir une énergie d'ionisation, caractéristique de cet élément. Il en résulte que seules les radiations dont la longueur d'onde est inférieure à un certain seuil seront capables d'ionisation. Pour une radiation de longueur d'onde inférieure à ce seuil, l'excès d'énergie du photon par rapport à l'énergie d'ionisation du constituant atmosphérique se retrouve sous forme d'énergie cinétique de l'é [...]

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Pour citer l’article

Jean-Claude CERISIER, « IONOSPHÈRE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/ionosphere/