LES AURORES Borales Et Australes

Introduction

I. HISTOIRES/Dcouverte

1. Origines et Lgendes

2. Aspect Thoriques et Avancs scientifiques

II. Types dAurores et leur formation

1. Aspect physique

a. Description

b. Diffrents types ou formes daurore

2. La Formation des aurores polaires

III. Terre et soleil : magntismes et vent solaire

1. Qu'Est-ce que le Soleil ?

a. Structure interne et externe du soleil

b. Les couches externes du soleil

c. Champ magntique, taches, ruptions et protubrance solaires

2. La formation de plasma

3. Le vent solaire

a. Origine du vent solaire

b. Propagation du vent solaire

4. La Terre

a) Latmosphre

b) Le rle du Champ magntique

Introduction

Les aurores polaires constituent probablement lun des plus beaux et plus grands spectacles de la nature, ce sont des phnomnes qui se produisent dans la haute

atmosphre terrestre et qui se manifestent gnralement au cours de la nuit par

lapparition dans le ciel de lueurs dont la forme et lintensit peuvent voluer

rapidement. On sait souvent demander quoi tait d ce phnomne majestueux dans le ciel durant la nuit, il y a eu plusieurs supposition comme les reflets de

lumires sur les calottes glaciaires, les jeux de lumire provenant des villes voisines,

un phnomne chimique, ou encore une fusion entre le soleil et la terre, les ides taient donc trs partages. Plusieurs appellations leurs ont t donn travers le

temps comme les desses de la nuit, l`aube rouge, lumire polaire, les lumires du

nord, les couleurs de la nuit.

Le mot aurore vient de la mythologie romaine, aurore tait le nom donn la desse

de laube. En fait, aurore signifie la lumire qui prcde le lever du soleil. Les aurores polaires sont des aurores qui se manifestent aux 2 ples magntiques de la terre

L'aurore Borale est donc un phnomne lumineux, qui se produit dans la partie dite borale du ciel (ct Nord) On peut donc les observer plus frquemment au ple

Nord et l'inverse les aurores Australes sont plus frquentes au Ples Sud. Mais l'on

a plus tendance parler d'aurore borales de fait l'usage du nom Australe n'est pas trs rpandu d'aprs nos observations.

I. HISTOIRES/Dcouvert

1. Origines et Lgendes C'est en 593 avant J,-C., que le grec Anaximne avait aperu selon lui, des nuages de gaz enflamms, que l'on pourrait donc traduire par aurore polaire, Plus tard au

Xme sicle les astronomes Chinois avaient remarqu ce qui semblaient tre des

tches solaires, sans pour autant savoir vraiment le comment et le pourquoi, Ce n'est qu'au XVIIme sicle (1619) que Galile utilisa le nom d'aurore borales ( il aurait t

donc le Pioneer de ce nom) afin de les nommer , sans pour autant trouver une

explication plausible ce phnomne, nanmoins il a galement pris conscience des tches solaires et remarqu des tches sombres qui taient plus froide que le reste

de la surface du soleil.

Au cours du XIXe sicle, quelques 27 thories scientifiques ont tent dexpliquer,

sans succs, le phnomne des aurores.

Illustrations: Reprsentation Des Aurores polaires

De par ses origines, il y a galement eu plusieurs lgendes se rapportant aux

Aurores.

En Europe, Les Aurores Rouges taient lies au sang des batailles, Les Inuits d'Alaska associaient les aurores aux mes dansantes de leurs animaux favoris (cerf,

phoque, saumon...) Mais galement comme un signe de mauvais augure. Quant aux

Inuits de Nunavik, Ils avaient une croyance qui leur est propre et considraient Le ciel est un dme norme au-dessus de la terre, travers de nombreux trous, les

esprits des morts pouvaient passer vers les rgions clestes tant guider par des

torches allumes par les esprits dj au paradis. Les torches taient les aurores borales.

Comme Nous venons de le voir les Aurores Polaires ont donn lieu divers lgendes

de par leurs aspects physique et mystrieuses. Nous allons maintenant voir comment l'aspect Thoriques de ce phnomnes voluer au fur et mesure du

temps et de la progression scientifiques.

2. Aspect Thoriques et Avancs scientifiques

Les textes les plus anciens qui parlent des aurores polaires sont chinois et datent de 3000 ans avant J-C. Mais les premires explications concernant les aurores polaires

ont t donnes autour du IVme sicle avant notre re : les philosophes grecs et

latins se demandaient ce qutaient " ces dchirures du ciel nocturne derrire lesquelles on voit des flammes ". Certains dentre eux ont donn des explications

plausibles ces phnomnes. Ainsi, Hippocrate donna une interprtation, qui sera

reprise plusieurs fois jusquau Moyen Age et qui est fonde sur la rflexion de la lumire du soleil sur les glaces polaires.

Mais ce nest quau VI sicle av. J.C, quil y eut de srieuses descriptions sur les

aurores polaires. Commenant par Galile citez sur la partie A). La premire aurore australe fut observe dans locan Indien en 1773, et auparavant Le franais De

Marian avait annonc que ce phnomne tait commun aux deux ples car jusqu' lors seul les borales avaient t mis en vidence, Cet observation confirma donc

son hypothse.

Durant la priode du XIX-XXme sicle, une premire carte prsentant la frquence d'apparition des aurores polaires fut publie (1860).

21 ans plus tard une carte encore plus prcise fut publie par Hermann FRITZ

Pendant cette priode, Angstrm, un physicien sudois dont les recherches se sont

principalement concentres sur le spectre solaire et sur les spectres des gaz

simples, identifie le spectre des aurores polaires celui des atomes de latmosphre. Les observations sont de plus en plus nombreuses, particulirement en Norvge.

Grce au dveloppement de la photographie lors de cette priode, les scientifiques

ont pu prendre de nombreuses photographies car la seule reprsentation des aurores jusqualors taient les dessins et gravures. Olaf Birkeland, un physicien

norvgien du XIX sicle qui est le pre de la thorie sur les aurores polaires, sest

aussi illustr dans la ralisation dexpriences concernant des faisceaux dlectrons envoys sur une sphre magntique.

En 1901 Christian Birkeland reproduit exprimentalement des aurores polaires : la

terre est lintrieur dune chambre vide dont le principe est denvoyer des lectrons

qui sont dvis au niveau des ples terrestres.

Les lancements de sondes spatiales telles que Spoutnik I, Explorer I permirent

finalement une meilleure connaissance des aurores polaires.

et a aussi permis de prendre des photo-graphies de lespace grce la navette Discovery. Avec lenvoi de ces sondes spatiales les scientifiques ont pu consta-ter que les aurores polaires ne sont que la signature des phnomnes qui affectent lensemble de la magntosphre et de lionosphre terrestre.

II. Types dAurores et leur formation

1. Aspect physique

a. Description

Des classifications ont t instaures par des scientifiques en fonction de la forme, de ltendue et de lintensit des missions.

Une aurore est : - Calme, si elle ne prsente que des changements lents de position ou daspect.

- Active, lorsque sa situation ou son aspect change rapidement.

- Pulsante, lorsquelle prsente des fluctuations de brillance assez rapides et souvent rythmiques dont la priode est comprise entre une fraction de seconde et

une minute.

Elle est qualifie de :

- Multiple, si elle prsente deux ou plusieurs formes.

- Fragmentaire, lorsquil sagit dune fraction darc ou de bande. - En couronne, si sa forme a laspect dun ventail ou dune couronne.

Sa structure peut tre: - Homogne, si elle ne prsente pas de structure interne au sein dune forme dont la

brillance est uniforme.

- Strie, si elle possde de fines stries. - Raye, si elle se constitue de rayons aligns suivant la direction des lignes de force

du champ magntique terrestre.

Lobservation des aurores polaires se fait distinctement dans 3 lieux diffrents : dans les rgions de hautes latitudes, de moyennes et de basses latitudes. Les aurores

polaires se produisent dans lovale auroral qui encadre les ples magntiques. Mais

cet ovale nest pas fixe : il bouge et parfois slargit ou se rtrcit, mais les hautes

latitudes sont considrablement favorises. Ces hautes latitudes comprennent le nord de lAlaska, le nord de la Russie, parfois de louest et le nord de la Scandinavie,

sans oublier le Nunavik au Qubec, mais galement la Nouvelle-Zlande et la Terre

Adlie. Les villages Inuits du Nunavik sont presque tous placs sous lovale auroral assistent des spectacles rguliers, mais il ne faut pas oublier deux facteurs qui

nuisent leur perception : les nuages et le soleil de minuit durant lt.

La magie impressionnante des aurores polaires est certainement reprsente par les

couleurs prsentes dans la nuit. Pourtant, ceci ne constitue que la pointe de liceberg, car il y a seulement un faible pourcentage de lnergie globale qui se

manifeste sous la forme de lumire visible. Connatre le secret des couleurs des

aurores polaires est certainement llment le plus mystrieux de phnomne. Les couleurs sont le rsultat de contacts chimiques dans latmosphre et la haute

atmosphre terrestre. Ces collisions impliquent larrive des particules solaires par le

vent solaire. Ces protons, lectrons et ions vont heurter lazote, loxygne et lhydrogne prsentes. Il y a 3 couleurs importantes de base et prs de 25 couleurs diffrentes seront atteintes. Le vert est la couleur la plus basse des hauteurs de

100 200 km, le rouge au-dessus des hauteurs de 200 km et plus, puis le bleu

des hauteurs impressionnantes des altitudes maximales. Les couleurs des aurores

polaires aperues sont situes des altitudes de 90 150 km. Les couleurs les plus basses sont un violet bleut qui accompagne et enveloppe les parties infrieures de

certaines formes daurores, soit le jaune et le blanc, puis suit le vert. La couleur

blanche est synonyme dintensit et de puissance. La couleur verte est vraiment celle la plus populaire et la plus vue car elle a la plus grande densit et est la plus basse.

Scientifiquement, les couleurs sont dmystifies et rpertories, comme par exemple

des molcules doxygne heurtes par des protons et lectrons une altitude de 200 km et plus donneront la couleur rouge.

Les aurores polaires sont observables pendant la nuit. Mais le phnomne a aussi

lieu le jour, on ne peut simplement pas lobserver lil nu. Le plus souvent elles sont bien visibles entre 22h et 3h.

Les priodes de visibilit des aurores sont en lien direct avec l'activit du soleil. Les

ruptions solaires provoquent l'apparition d'aurores borales en entrant en interaction avec le champ magntique terrestre. Les annes pendant lesquelles l'activit solaire

est importante favorisent l'observation des aurores. Cependant, une gigantesque

ruption solaire pourrait tre l'origine d'aurores polaires impressionnantes, mais elle pourrait aussi bien ne rien provoquer du tout. De ce fait, on ne peut pas prvoir

une aurore l'avance. De plus, un cycle a t remarqu: tous les 11 ans on peut

observer des aurores polaires plus frquemment et d'une plus forte intensit. En effet la variation du nombre d'ruption solaire permet de dfinir un cycle solaire d'une

priode moyenne de 11,2 ans.

Des statistiques d'observations montrent que les mois les plus favorables l'observation des aurores sont de septembre octobre et de fvrier mars.

Cependant, certains mois sont plus propices aux aurores que d'autres. Des observations effectues l'Observatoire amricain de Yerkes durant 55 ans et

rparties sur 5 cycles solaires confirment que les mois de septembre et mars sont les

mois les plus propices l'apparition des aurores tandis que les mois de janvier et juillet sont les moins propices.

Certaines annes le nombre d'aurores polaires observes a t trs lev. C'est le

cas par exemple de l'automne 2003. La Terre a connu un orage magntique important et des aurores borales exceptionnelles. Une hyperactivit du Soleil fut

l'origine de ces phnomnes. L'intensit du phnomne a t telle que des aurores

polaires ont t perues des latitudes trs basses: Californie, Nouveau-Mexique, Belgique.

Existe-t-il un bruit li aux aurores?

Au cours des derniers sicles, aucune mesure instrumentale et objective de bruit audible na t faite, en dpit du fait quil y eu plusieurs tentatives avec des

microphones extrmement sensibles.

Les aurores polaires se produisent partir des altitudes de 90 km et vers lespace, alors il y a beaucoup de distance avec le sol terrestre. Des enregistrements de bruits

anormaux ont t capts en Alaska et en Scandinavie par des spcialistes privs ou

en provenance duniversits situs ces endroits.

Les sons enregistrs ressemblent normment aux crpitements quon entend sous

les lignes de hautes tensions de transport dlectricit.

b. Diffrents types ou formes daurore

Il est constat que les aurores polaires se prsentent en soire dans une position calme et statique lhorizon, habituellement sous la forme dun long arc courb. Quand elle sactivera et sexcitera, elle demeurera un spectacle intense dune dure de prs de 45 minutes. Puis, elle retournera sa position initiale et dans sa forme l-gendaire en arc. Une fois laurore observe, il est fort possible quune autre suivra dans les heures aprs. Si lactivit solaire est forte, les latitudes moyennes et basses auront de bonnes manifestations pour les nuits venir. Plusieurs formes aurorales seront observer.

Des formes sont observes et on peut les nommer :

Larc : larc stend dun bout lautre lhorizon comme une simple courbe; la lon-gueur dun arc peut atteindre 1000 kilomtres alors que son paisseur est infrieure 5 kilomtres; cest un modle tranquille typique des priodes de basse activit so-laire.

La bande : cest un arc qui engendre le ciel dest en ouest et des rayons verticaux se ctoient; la bande stendra lhorizon et les rayons seront parallles; elle prsente des formes avec des replis flamboyants, avec des clats de lumire sa base de fa-on verticale, avec des luminosits uniformes et flous son sommet; cest un modle auroral frquent de priodes dactivits solaires moyennes leves.

Larc

La Bande

Le rideau : le rideau prsente des formes magnifiques; les largeurs et les longueurs des rayons compltent une grande partie du ciel dans des vagues dondulations et de formes spirales, lintensit de la lumire change souvent; cest un modle dacti-vit solaire forte.

La couronne : la couronne prsente des sommets avec une base de croisement, elle est au znith et ouvre dans toutes les directions; de multiples possibilits de

formes comme des faisceaux rejets dans toutes les directions; la couronne a des

mouvements et des variations trs rapides; formes relies des priodes dactivit solaire leves.

Le rideau

La couronne

Pilier-rayon : les piliers sont des traits de lumires brillantes suspendus de faon verticale qui salignent; les variations se produisent rapidement, la longueur des rayons peut tre de plusieurs centaines de kilomtres; modle actif durant les p-riodes dactivit solaire leves.

Le voile : le voile recouvre une vaste rgion de luminosit uniforme qui couvre la ma-jeure partie ou en entier du ciel; les couleurs sont brillantes et chatoyantes, possible-ment la forme la plus spectaculaire; modle actif durant les priodes dactivit solaire leves.

Le pilier-rayon

Le voile

La tche : la tche est une zone de luminosit de faible tendue, ayant la forme res-semblant un petit nuage isol.

Le miroir : le miroir nest pas une forme rpertorie mais plutt un tableau recher-ch; les reflets des aurores borales sur les eaux sont remarquables et spectacu-laires; sur ces cours calmes, lac, rivire, fleuve, les formes aurorales, les toiles et mme les plantes prsentes sont doubls avec dtails.

La tche

Le miroir

2. La Formation des aurores polaires

La formation dune aurore polaire fait intervenir diffrents acteurs tout principalement le soleil, le vent solaire ject par celui-ci dans toutes les directions finit par arriver au niveau de la Terre 2 4 jours aprs son jection et environ 18 heures pour les particules druption solaire. A environ 65000 kilomtres de le Terre, les particules solaires sont stoppes par ce que lon appelle magntopause, cest--dire lextrmit de la magntosphre. En fait, ces particules ne sont pas stoppes mais sont dvies et sont amenes suivre le contour de la magntopause. Se retrouvant dans la queue de la magntosphre, les protons et les lectrons constituant le vent solaire suivent ensuite des trajectoires les ramenant vers la Terre. Les lectrons ont seuls, pour la ralisation daurores, de limportance et nous ne nous inquiterons plus du sort des protons.

Comme lon pourrait le constater sur limage ci-dessus, la trajectoire de ces parti-cules sont symtriques par rapport laxe de lquateur et mnent de fait aux rgions polaires (nord et sud). Ces afflux dlectrons qui entre dans la magntosphre et lio-nosphre terrestre sont appels courants de Birkeland. Leur symtrie explique le fait que les aurores borales et australes se prsentent comme des images inverses lorsquon les observe depuis la terre. Cela sera un peu plus dtailler dans la 3me partie du document. Cest donc aprs que ces particules aient atteint les rgions po-laires que les aurores apparaissent. Plus prcisment cest quand les particules pro-jetes par les explosions solaires entrent en contact avec le champ magntique de la Terre, elles se regroupent en faisceaux de haute nergie. Ces faisceaux entrent par la suite en contact avec des atomes et des molcules prsents dans lionos-phre. Cest cette rencontre qui donne lieu deux types dinteractions lorigine de lapparition dune aurore.

Comme nous le savons les aurores sont principalement d au vent solaire jecter par

le solaire, mais durant sa trajectoire vers la terre, il traverse en premier les deux pla-

ntes prcdant la terre qui sont Mercure et Venus. Mais malgr la prsence dun

champ magntique (bien que faible) autour de ces plantes lon a jusqu au-

jourdhui dcouvert aucune aurore borale sur elles, ce qui nous permet donc den

dduire que la prsence dun champ magntique nest pas la seule condition impor-

tante afin davoir une aurore. En effet pour quil y ait une aurore il faut imprative-

ment que la plante en question puisse avoir une atmosphre afin qu'il y ait mission

de lumire par choc lectrique avec les constituants de cette atmosphre. En conclu-

sion toutes les plantes du systme solaire ne satisfont pas ces conditions cest--

dire atmosphre + champ magntique. Mercure possde bien un champ magntique

et une petite magntosphre mais pas datmosphre. Les lectrons et ions du vent

solaire parviennent bien pntrer se bouclier magntique et sont guides par celui-

ci mais ninteragissent avec rien si ce nest le sol et une petite exosphre. Pas suffi-

sant pour produire des aurores. Venus, bien que possdant une paisse atmos-

phre, na pas de champ magntique.

Images daurores polaires prises par le satellite Hubble

1/ Aurore polaire observe au Sud de Mercure (image prises 2 jours d'intervalles),

les aurores de Saturne durent des jours, la diffrence de la Terre sur laquelle elles

ne durent que quelques minutes/heures seulement. Des scientifiques ont tent de comprendre pourquoi et ont ainsi mis l'hypothse selon laquelle la formation des

aurores de Saturne dpendrait plus du vent solaire que les aurores de Jupiter ou de

la Terre, bien que les aurores soit cres par des particules charges entrant dans l'atmosphre.

2/ Aurore polaire observ au nord de Jupiter, ses aurores sont de couleur violette

alors que sur Terre elles sont plutt vertes ou rouges (car la couleur dpend des gaz prsents lors de la formation de l'aurore). Les aurores de Jupiter nont pas le mme

processus de formation. En effet alors que sur Terre les aurores borales dpendent

de la mto solaire, sur Jupiter elles sont alimentes par la plante elle-mme.

Tournant sur elle-mme toutes les 10 heures, Jupiter cre un courant lectrique ses ples, comme le ferait un aimant. tant donne sa taille, Jupiter engendre un

courant de 10 millions de volts. Ce champ attire les particules charges de son

satellite naturel Io qui, en traversant l'atmosphre de Jupiter, crent les aurores.

Dans les temps modernes, on a galement observ des aurores sur dautres corps

clestes comme la Titan, Triton, Uranus et Neptune.

En conclusion, les aurores polaires sont des phnomnes qui sont trs variables en commenant par leur formes leur couleurs, de mme elle requiert certaines

condition afin dtre aperu correctement tel que la prsence dune atmosphre et

dun champ magntique.

Nous allons donc maintenant passer notre 3me partie et essayer de prsenter

assez large possible cette relation Terre-soleil qui amne la formation des aurores.

III. Terre et Soleil : magntismes et vent solaire

1. Qu'est-ce que le Soleil ?

Le soleil est l'toile principale du systme solaire qui est compos de 8 plantes qui

se trouvent en orbite autour de celui-ci. Le soleil est une naine jaune (c'est dire une

toile appartenant une certaine catgorie d'toile et possdant une certaine taille et une certaine masse) d'un diamtre de 1.392.000 km (soit 109 fois celui de la Terre).

Il possde une masse de 1,9891*1030 kg, et fait partie (comme des milliards d'autre toiles) de notre galaxie la Voie Lacte. Il possde un volume de 1,41*108 km3 et une

surface de 6,09*102 km2.Et notre toile est compose en majeur partie d'hydrogne

(H 73,46%), d'une autre partie moins importante d'hlium (He 24,8%) et d'une minorit d'oxygne (O 0,77%). Le soleil est aussi compos d'une petite quantit

(moins de 0,02%) de fer (Fe), de non (Ne), d'azote (Na), de silicium (Si) et de

souffre (S). Sa structure est donc compose de gaz et de plasma.

On peut aussi dire que c'est une toile relativement petite compte tenu du gigantisme

de ses conjointes. C'est elle qui est la principale source d'nergie, de lumire et de chaleur dans notre systme solaire et c'est elle qui a donc permis la formation de la

vie sur Terre. Cette nergie solaire se cre l'intrieur du noyau du soleil o la

temprature et la pression sont tellement normes que des ractions entre les atomes qui composent le soleil ont lieu et de l'nergie va donc tre cre pour

s'chapper du soleil sous forme de lumire et de chaleur pour arriver par exemple

jusqu' l'atmosphre de la Terre. On peut aussi remarquer sa rotation diffrentielle de 27 jours, plus rapide l'quateur qu'aux ples.

a. Structure interne et externe du soleil:

Le noyau

Le cur du soleil est appel le noyau. Ce noyau reprsente 15% de la structure

globale du soleil. Il est la zone du soleil la plus chaude (environ 15.000.000C) et possde un rayon de 250.000km. Il transforme en permanence de l'hydrogne en

hlium : cette transformation est appele raction nuclaire en chane et transforme

sa masse en photon trs nergtique (car ils possdent une courte longueur d'onde).

Zone radiative

Au-del du noyau on trouve la zone radiative, une zone de transfert pour l'nergie solaire provenant du cur du soleil vers les couches suprieures. Cette zone

radiative est chaude, entre 1.576.075,5C (surface) et 273.150.000C (noyau) et

assez dense (puisqu'elle reprsente 98% environ de la masse totale du soleil), et possde aussi un rayon de 250.000km. Cette couche est assez chaude et dense

pour vacuer la chaleur sous forme de radiation thermique. Elle transforme en

permanence de l'hydrogne en hlium : cette transformation est appele raction nuclaire en chane et donc la masse de cette zone radiative est transforme en

photons trs nergtiques (car ces photons possdent une courte longueur d'onde).

Ainsi ces photons vont voyager sous forme de radiation thermique, c'est l'hydrogne

et l'hlium ionis qui vont mettre ces photons qui vont voyager une courte distance avant d'tre rabsorbs par d'autres ions.

Zone convective

La zone de convection (ou zone convective) est la dernire couche intrieure du

soleil. Elle possde un diamtre de 199.752km, une temprature de 6400 500.000 C, et une distance au centre du soleil de 0,7 rayon solaire (1 rayon solaire

correspond au rayon de notre soleil, cette unit est utilise pour mesurer diffrents

rayons d'toiles). La matire de cette couche n'est ni assez dense ni assez chaude pour vacuer de la chaleur par radiation: donc elle dgagera de la chaleur par

convection. C'est--dire que comme la temprature sera plus basse, des atomes se

creront et la matire chaude remontera donc de faon verticale vers la photosphre. Arrive cette couche elle aura refroidi et redescendra donc dans la zone de

convection pour reprendre de la chaleur (et ainsi de suite). Ce rchauffement de la

matire va produire de gigantesques cellules de convection qui vont se trouver au centre de la zone de convection.

Photosphre

La photosphre est la couche la plus fine du soleil, en effet elle possde un diamtre d'environ 500km, et une temprature de 4500 6500C. C'est la couche du soleil qui

produit la lumire solaire. C'est en ralit une couche de gaz qui donne plusieurs

informations sur le soleil comme sa temprature, sa composition ou son champ magntique. Elle possde des discontinuits en surface (sous forme de taches

sombres et troites), les granulations solaires qui proviennent de remontes de

cellules de convections, car ces cellules vont se trouver au niveau de la photosphre plus froide que la zone de convection. C'est dans cette zone que se crent les

ruptions et protubrances solaires.

b. Les couches externes du soleil:

Chromosphre

Couronne solaire

La chromosphre est la premire couche de l'atmosphre solaire. Elle possde un diamtre de 2.000km et une temprature contenue entre 4.200 et 10.000C. Cette

couche du soleil est traverse par les ruptions solaires produites par la photosphre

qui vont donner du vent solaire.

On trouve ensuite la couronne solaire, une rgion parfois plus vaste que le soleil

(cela dpend de l'activit du soleil et c'est pour cela que l'on ne lui attribue pas une altitude), constitue essentiellement de gaz (plasma) et d'une temprature de 1 2

millions de degrs. Et on trouve au-del de la couronne solaire l'hliosphre, une

immense bulle de gaz qui s'tend jusquaux confins du systme solaire.

L'hliosphre est en ralit l'enveloppe du champ magntique du soleil dans la

systme solaire.

c. Champ magntique, taches, ruptions et protubrance solaires

Le soleil comme de nombreuses toiles possde un champ magntique assez puissant. En effet ce champ magntique est cr par l'effet dynamo : C'est--dire le

dplacement du plasma solaire grce la rotation du soleil qui reprsentent des flux

importants de matire, ceux-ci gnrant alors des courants lectriques conduisant a l'apparition du champ magntique du soleil. Ce champ est reprsent comme celui

de la Terre, au niveau des ples, mais aussi pour le soleil au niveau d'autres rgions

appeles taches solaires o il est plus intense. Ce champ magntique se manifeste dans le systme solaire sous la forme d'une norme bulle de gaz : l'hliosphre.

Les lignes du champ magntique (hors taches solaires) sortent et rentre plusieurs

endroit sur la surface du soleil, ces sorties et entres du champ magntique solaire

sont appeler trous coronaux. C'est par ces trous que sort et entre le plasma solaire.

Le soleil tant une toile froide (= moins de 6.227C et ne dpassant les 1,5 masses

solaires (une masse solaire = 330.000 fois la masse de la Terre), donc active, son champ magntique est donc li plusieurs phnomnes nergtiques comme les

protubrances et ruptions solaires et donc le vent solaire.

Le champ magntique du soleil est galement rgl en cycles de 11 et 22 ans. Le

premier (cycle de Schwabe) est li au nombre de taches solaires observes sur la photosphre du soleil. En effet il permet de connatre le moment o l'activit solaire

est la plus importante car l'activit solaire peut parfois changer le climat de notre

plante. Ce cycle de 11 ans est compos d'une premire partie de 4/5 ans environ o le nombre de taches solaires va crotre jusqu' atteindre un maxima, et d'une

seconde partie o le nombre de taches va dcrotre pour atteindre un minimum qui

marquera la fin d'un cycle et la dbut d'un nouveau lorsque le nombre de taches va recommencer augmenter. Le cycle solaire de 22 ans se base lui sur le champ

magntique du soleil. Il est compos de 2 cycles de 11 ans successifs. Il est

constitu d'un cycle de 11 ans o les polarits sont normales (ple Nord magntique situ dans l'hmisphre Nord), donc les taches solaires possdant une polarit de

l'hmisphre Nord se situeront dans celui-ci. Et le cycle de 22 ans est compos d'un

deuxime cycle de 11 ans o les polarits sont inverses (ple Nord magntique

situ dans l'hmisphre Sud), donc les taches solaires possdant une polarit de

l'hmisphre Nord se retrouveront la mme latitude par rapport l'quateur mais dans l'hmisphre Sud. Les cycles solaires permettent donc de mieux comprendre

les activits du soleil pour prvoir les consquences que cela aura sur notre plante.

Eruptions solaire

Une tache solaire est une zone du soleil caractrise par une temprature infrieure

aux zones qui l'entourent (moins chaude de 1.236 1.736C par rapport la photosphre) et par une intense activit magntique. Elles se prsentent sous la

forme de taches sombres, apparaissant le plus souvent en groupe et ont une dure

de vie d'une quatre semaines environ. Leurs champs magntiques sont en moyenne 5.000 fois plus puissants que le champ magntique du soleil prsent au

niveau des ples. La prsence de ce champ magntique freine les mouvements du

plasma rduisant donc la temprature dans cette rgion du soleil. On peut remarquer deux types de taches solaires: des taches o le champ magntique sort et celles o il

entre. Ces deux types de taches forment une paire et possdent des polarits

diffrentes. Ces taches reprsentent donc la deuxime forme de champ magntique au niveau du soleil. Des chercheurs ont remarqu que l'apparition de vastes groupes

de taches solaires tait le signe d'une augmentation du nombre et de l'intensit des protubrances et ruptions solaires.

Les protubrances et ruptions solaires sont des jections de plasma maintenues

dans l'espace grce au champ magntique du soleil. Les protubrances solaires se

prsentent sous la forme de gigantesques arches qui peuvent subsister pendant plusieurs mois. Elles prennent leur origine dans la chromosphre du soleil au niveau

d'un trou coronal reli au champ magntique du soleil. Les ruptions solaires se

prsentent plutt sous la forme de jets verticaux qui ne subsistent que quelques minutes. Elles prennent leur source dans la photosphre (toujours au niveau de trous

coronaux). Ces protubrances et ruptions sont accompagnes parfois d'jections

de masse coronale, du plasma sous forme d'une immense bulle qui n'est pas maintenues par le champ magntique du soleil (car bien trop nergtique et rapide).

Il est ject dans l'espace trs rapidement.

Protubrances Eruptions solaires

Ces jections de masse coronale, qui sont par ailleurs jectes plus vite que le reste de l'ruption ou protubrance solaire proviennent d'un plasma qui subit plusieurs

changements pour former une jection de masse coronale. Les particules contenues dans le plasma sont animes en premier lieu par une vitesse d'agitation thermique.

C'est une vitesse que les particules qui constituent le plasma acquirent pendant une

raction de fusion nuclaire. C'est donc grce ce phnomne que ces particules obtiennent une vitesse trs importante. Parmi ces particules, les lectrons

deviennent suprieurs leur nergie de liaison gravitationnelle (l'nergie qui lie les

lectrons aux atomes) et sont donc arrachs ceux-ci. Ils peuvent donc chapper l'emprise du soleil. Ils attirent avec eux, grce leur charge lectriquement ngative,

d'autres particules comme les protons et les ions chargs positivement, les

entranant pour former une jection de masse coronale dans l'espace interplantaire. Ce plasma sera ject par la suite des vitesses de plusieurs centaines de

kilomtres par seconde et formera donc le vent solaire.

On peut donc dire que les aurores polaires proviennent du nombre de taches solaire

qui font varier le nombre de protubrances et d'ruptions solaires contrls par le

champ magntique du soleil. Ces dernires jectent parfois dans le systme solaire du plasma que l'on va appeler vent solaire dans celui-ci. Nous allons voir ensuite

comment se forme ce gaz ionis, si prcieux la formation des aurores polaires.

2. La formation de plasma

Le plasma est un tat de la matire au mme titre que l'tat solide, liquide et gazeux.

Il est donc parfois appel par les scientifiques (pour la premire fois par Irving

Langmuir en 1928) : quatrime tat de la matire. Le plasma est donc une phase des

variations de l'tat de la matire. Il s'agit donc d'un gaz plus o moins ionis, neutre, et qui constitue environ 99% des astres de notre univers. Sur Terre, il est prsent que

pendant un orage magntique o pendant l'apparition d'une aurore polaire (une

aurore est constitu de plasma que contient le vent solaire issue lui mme du soleil).

Un plasma est donc un gaz ionis, globalement neutre. Aujourd'hui il dsigne aussi les gaz partiellement ionis et dont le comportement n'est donc plus celui d'un gaz

neutre. On peut dire aujourd'hui que le quatrime tat de la matire dsigne un grand

nombre de particules de natures diffrentes qui peuvent interagir entre elles et avec leur environnement. Ce plasma reprsente une paisse soupe d'lectrons, d'atomes

neutres, de cations, d'anions. Il est le plus chaud et le plus dense dans notre cas

dans le cur du soleil. Puis, lorsqu'il est ject durant une ruption ou une protubrance solaire, il est un peu moins chaud et moiti moins dense. Enfin, dans

une aurore polaire, le plasma est beaucoup moins chaud et dense. Pour passer de

l'tat de gaz l'tat de plasma, il faut comme dans tous les autres changements de la matire une augmentation de la densit d'nergie par unit de volume. Cette

augmentation d'nergie peut tre cre par plusieurs processus comme par la

mcanique (chocs), lectriquement.... ou dans notre cas par raction de fusion nuclaire. Cette raction est faite dans le cur (noyau) du soleil o deux noyaux

atomiques lgers s'assemblent (ici les noyaux des atomes d'hydrognes et d'hlium) pour former un noyau atomique plus lourd. Cette fusion de deux noyaux atomiques

lgers dgagera d'norme quantit d'nergie provenant de l'interaction entre les

nuclons due l'nergie de liaison des atomes (le fait que les noyau soit arrachs

aux atomes).

Aprs cette raction de fusion nuclaire les noyaux atomiques lourds vont donc

acqurir une grande vitesse nergtique pour remonter jusqu couches suprieures

du soleil et tre jects sous forme d'jection de masse coronale. On appelle donc cette vitesse : vitesse d'agitation thermique.

Nous avons ici un exemple de raction de fusion nuclaire o deux isotopes de

l'hydrogne, le tritium et le deutrium s'assemblent pour former un atome d'hlium et

un neutron qui sera libre. C'est durant cette raction qu'une grande nergie est cre, c'est elle qui va donner sa vitesse d'agitation thermique l'atome d'hlium.

Puis les atomes dots d'une grande vitesse d'agitation thermique vont remonter les couches suprieures du soleil pour parvenir au niveau de la photosphre et de la

chromosphre. ce stade, le plasma va tre ject de la surface du soleil pour

former une ruption ou une protubrance solaire. Dans celles-ci, maintenue dans l'espace par le champ magntique du soleil, va se crer une norme bulle de plasma

appele jection de masse coronale. Cette bulle sous la force de ce plasma et de

son nergie va exploser et tre propulse dans l'espace interplantaire des vitesses supersoniques. Nous allons donc obtenir du vent solaire.

On peut voir ci-dessous une jection de masse coronale (bulle trs claire) au centre d'une grosse protubrance solaire

Le plasma se cre donc en profondeur au niveau du noyau du soleil puis grce sa vitesse d'agitation thermique il va trs vite remonter vers les couches suprieures du

soleil o il sera ject au cur d'une ruption ou d'une protubrance solaire qui

contiendra une norme bulle de plasma, une jection de masse coronale qui, sous la puissance du plasma clatera et sera projet dans l'espace interplantaire pour

former du vent solaire.

3. Le vent solaire

Le Soleil met en permanence prs d'un million de tonne de matire par seconde

dans le milieu interplantaire. C'est ce que l'on appelle le vent solaire.

En fait, il existe deux vents :

Un vent solaire lent, situ principalement autour du plan de l'quateur solaire

en priode de minimum d'activit solaire,

Un vent solaire rapide situ aux plus hautes latitudes (manant des trous

coronaux)

Vitesse du vent solaire mesur par la sonde Ulysse, en fonction de la latitude dans le milieu interplantaire, en priode de minimum solaire. La sparation entre vent

rapide (en bleu hmisphre Sud - et rouge hmisphre Nord) et lent a lieu 15.

La densit (en vert) est plus leve dans les rgions de vent lent. Les axes indiquent les valeurs de vitesse en km.s-1. Les petites graduations aux environs de 700 km.s-1

donnent l'chelle des densits (en cm-3)

La vitesse du vent solaire lent est d'environ 350 km.s-1. Il varie peu en fonction du

cycle solaire et ne dpend pas de l'activit solaire. Le vent solaire rapide quant lui

varie entre 500 et 800 km.s-1. Il dpend fortement du cycle et de l'activit solaire. Ce sont ses sursauts qui peuvent avoir des consquences sur la Terre.

a. Origine du vent solaire

Les lectrons ont en moyenne une vitesse suprieure la vitesse de libration du

Soleil et peuvent s'chapper de son attraction. Ces particules tant charges ngativement, une diffrence de potentiel se cr entre la couronne (qui sera un peu

plus positive due la perte des lectrons) et les couches suprieures ngatives (due

un surplus d'lectrons). Cette diffrence de potentiel engendre un champ lectrique

E dirig du Soleil vers le milieu interplantaire. La force qui s'exerce sur les protons (particules de charge positive) tend les acclrer. Ceux-ci vont ainsi pouvoir aussi

s'chapper de l'attraction solaire.

b. Propagation du vent solaire

Vue d'artiste des confins de notre systme solaire, avec la position des deux sondes Voyager.

Le vent solaire se propage radialement dans une zone trs tendue appele

l'hliosphre. A un peu moins de 100 UA (1 UA = 149.597.871 km) (soit dans la partie externe de la Ceinture de Kuiper, ceinture d'objets glacs orbitant au del de

Neptune), la sonde Voyager 1 a atteint en 2004 la premire de ces limites extrmes

de notre systme solaire : le choc terminal (suivi par Voyager 2 en 2007). Dans toute l'hliosphre, le vent solaire est supersonique. Perdant peu peu de la vitesse

mesure qu'il rencontre les particules du milieu intersidral, le vent solaire devient

subsonique (plus petit que la vitesse locale du son) au niveau du choc terminal.

Juste aprs le choc terminal on trouve l'hliogaine (zone trs turbulente). Au-del, la

configuration est purement thorique (et se base sur les observations de l'interaction du vent solaire avec les plantes et des modles).

L'hliopause est la rgion o le vent solaire est arrt par le vent stellaire. Dans

l'hypothse o le vent stellaire se dplacerait une vitesse supersonique, un choc

doit tre prsent devant l'hliopause. Ce phnomne est d'ailleurs observ autour

d'autres toiles.

4. La Terre

a. Latmosphre

Le mot "atmosphre" dsigne l'enveloppe gazeuse qui entoure le globe terrestre. L'atmosphre est une masse fluide en mouvement. Elle tourne globalement la

mme vitesse que la Terre et sa prsence est directement lie l'existence de la vie.

Sous son propre poids, l'atmosphre se tasse, se comprime, Prs de la moiti de

cette masse fluide ne dpasse pas 5 000 mtres daltitude. Cest bien peu, compar

aux 6 400 kilomtres du rayon terrestre ! Et pourtant, cest latmosphre qui cre les conditions favorables lpanouissement de la vie la surface de Terre.

On value la masse de l'atmosphre terrestre 5,13 1018 kg, soit environ un millionime de la masse de la Terre.

La masse volumique de l'air est toujours dcroissante vers le haut ce qui se traduit

par une baisse galement dcroissante de la pression (masse de l'air par unit de surface).

On est donc conduit considrer que telle fraction de la masse totale de

l'atmosphre se situe au-dessous de telle altitude. Ainsi, la moiti de la masse de l'atmosphre se situe au-dessous de 5500 m, les 2/3 au-dessous de 8400 m, les 3/4

au-dessous de 10300 m, les 9/10 au-dessous de 16100 m ainsi de suite

A trs haute altitude (500 1000 km), existe une zone de transition entre

l'atmosphre et l'espace, zone d'o les molcules peuvent s'chapper vers l'espace

sans que des chocs avec d'autres molcules ne les renvoient dans l'atmosphre. On a donc fix les limites de l'atmosphre environ 1000 km. Si l'on considre que les

neuf diximes de celle-ci sont situs dans les 16 premiers kilomtres, elle ne forme

donc qu'une mince pellicule gazeuse en comparaison des 6367 km du rayon terrestre.

La composition chimique de l'atmosphre comprend pour l'essentiel, de l'azote (78%), de l'oxygne (21%), des gaz rares (Argon, Non, Hlium...) et dans les

basses couches, de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone.

Les constituants de l'air atmosphrique peuvent tre classs en deux catgories :

Les constituants comme l'azote, les gaz rares, dont la concentration est constante, tout au moins dans les basses couches de l'atmosphre.

Les constituants dont la teneur varie dans l'atmosphre, tels que le dioxyde de carbone et surtout la vapeur d'eau.

L'ensemble des gaz, dont les proportions restent constantes, forme l'air sec

considr comme un gaz parfait. La composition de l'air sec ainsi que sa masse

molaire ont t, pour les besoins de la mtorologie, arrtes internationalement aux valeurs indiques ci-dessous.

Le dioxyde de carbone et l'ozone sont des constituants pouvant subir quelques variations selon le lieu et l'poque. Cependant leur concentration tant faible dans

l'atmosphre, ces variations ne modifient pas notablement la composition chimique

de l'air sec, ni sa masse molaire (variations considres donc comme ngligeables).

L'eau joue galement un rle particulier dans l'atmosphre o elle existe sous trois

tats : solide, liquide, gazeux. A l'tat gazeux, la vapeur d'eau intervient dans des proportions pouvant atteindre 0,1% en Sibrie 5% dans les rgions maritimes

quatoriales.

D'un point de vue thermodynamique, l'air atmosphrique peut tre considr comme un mlange de deux gaz : l'air sec et la vapeur d'eau.

Dans la partie prcdente nous avons galement voqus lionosphre qui est la

couche suprieure de latmosphre. En effet elle joue galement un rle important dans la formation des aurores, en effet lexistence de lionosphre nest pas

forcment connue du tout un chacun mme si nous en avons tous profit un jour ou

lautre. En effet, cest lionosphre qui permet la propagation de certaines ondes radio (ondes courtes) sur de grandes distances : ces ondes rebondissent sur la

couche conductrice que constitue lionosphre. Elle a t mise en vidence en 1901

par le physicien italien Guglielmo Marconi qui russit la premire liaison radio transatlantique entre Terre-Neuve et lAngleterre. Une des techniques de pointe que

lon utilise pour sonder lionosphre et percer ses mystres utilise prcisment des

ondes radios. En 1981, le consortium europen EISCAT (European Incoherent SCATter) a install 4 radars en Scandinavie, complts en 1996 par 2 autres sur lle

du Spitzberg (archipel arctique du Svalbard). Les positions gographiques des

radars en font des outils idaux pour observer lionosphre polaire et donc pour tudier la physique aurorale et plus gnralement les interactions vent solaire-

magntosphre- ionosphre.

Dans l'espace, la Terre se comporte comme un aimant gant et son champ dessine

une sorte d'immense cocon protecteur invisible autour du globe : la magntosphre.

Cette magntosphre n'est pas du tout ronde, mais s'tire dans l'espace comme la queue d'une comte

En effet, comme nous le savons le Soleil "souffle" en permanence un vent de particules (vent solaire) qui frappe de plein fouet la magntosphre : il l'crase vers

l'avant (ct jour) et l'tire du ct oppos (ct nuit) sur des millions de kilomtres, bien au-del de l'orbite de la Lune, un peu comme une charpe.

La magntosphre agit donc comme un bouclier naturel et qui est trs efficace car elle protge la terre des arrivages des particules solaires qui se dirigent vers elle. La

magntosphre ou champ magntique commence protger la terre aussi loin que

65000 km ou 3 minutes dans lespace et fait dvier le vent solaire. Suite de grands et puissants impacts du vent solaire avec la magntosphre, de grandes quantits

de particules solaires seront destines rentrer sur la terre, elles contourneront la terre et reviendront lentement par larrire pour suivre les lignes des champs

magntiques du nord et du sud.

Lnergie accumule formera lovale auroral qui se transformera en lumire polaire.

Le champ magntique a une orientation sud ou nord et identifi par les termes bz et

bt. Le bz ngatif ouvre des portes dentre travers lesquelles lnergie du vent solaire peut pntrer. Le bz positif a un effet contraire et rend la magntosphre

son rle de bouclier. Des sites de mto spatiale en temps rel nous indiquent le

comportement du champ magntique et de son bz.

Donc en rsum le magntisme terrestre reprsente un immense champ magntique

qui entoure la Terre de manire non circulaire. Il est engendr par les mouvements du noyau mtallique liquide des couches profondes de la Terre. Le noyau terrestre

ressemble donc un immense aimant qui produit un champ magntique autour de la Terre. Ce champ magntique se dplace du ple nord magntique vers le ple sud magntique.

Le champ magntique terrestre joue un rle essentiel dans le dveloppement de la vie sur Terre, en dviant les particules mortelles du vent solaire. Lorsque le noyau se sera refroidi et solidifi (dans quelques milliards d'annes) et qu'en consquence le champ magntique aura disparu, il est probable que les formes de vie existantes ne pourront plus subsister. En temps normal, la magntosphre absorbe toutes les parti-cules du vent solaire sans provoquer un phnomne particulier. Toutefois, lorsque l'activit solaire est intense, il arrive que la quantit de particules libres soit trop grande pour la capacit de la magntosphre, ce qui provoquera la formation d'au-rores polaires.

b. Les ples Magntiques :

Les ples nord et sud sont gographiques et des poteaux fixes de donnes de me-sures, mais pour les aurores polaires, les ples magntiques sont des rfrences statistiques et scientifiques.

Le ple magntique du nord drive lentement travers larctique canadien et erre quotidiennement quand le champ magntique est drang. Il peut se dplacer, soit lentement ou rapidement. Le soleil met constamment des particules charges de courant lectrique qui se frayent des passages travers les champs magntiques de la Terre et bouleversent cette dernire. Il y a 2 ples magntiques, un dans larctique canadien (ple nord) et du ct de lantarctique (ple sud). Le ple magntique du nord est la destination certaine pour un voyageur qui suit laiguille de sa boussole. Le ple du nord magntique drive lentement travers larctique canadien et il est tabli quil se dplace environ au nord-ouest 40 km par an et pourrait atteindre la Sibrie dans environ 50 ans. En 2001, le ple magntique nord tait situ dans le canal Ber-cher, prs des les Victoria Franklin et de la Terre de Baffin.

Conclusion

Les aurores polaires sont donc des phnomnes lis lactivit solaire et dautres mcanismes comme le magntisme terrestre, elles sont observes depuis de nom-breuses annes et ont t sources de multiples lgendes et thories scientifiques. Cest Birkeland qui fut le premier physicien percer une partie du mystre de la for-mation des aurores. En effet, la thorie de celui-ci mettait dj en vidence les mca-nismes dinteraction entre les particules du vent solaire et les diffrentes entits chi-miques de lionosphre terrestre. Notons aussi quelles sont lies des phnomnes qui ont des consquences sur les installations humaines comme des coupures de courant ou des coupures dmissions de radio. De fait les aurores polaires ont tou-jours capt lattention cause de leurs formes et de leurs couleurs. Les ractions

taient la stupfaction, lincomprhension et souvent la peur.Sous leurs apparences majestueuses, elles possdent nanmoins certains ennemies au niveau des spectateurs prsents sur terre : comme ennemies on peut citer la pollution lumi-neuse, la pleine lune, les nuages.

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