La belle aurore !

Les perturbations et autres défaillances (IV)

Suite à la pression de l'onde de choc sur le champ magnétique terrestre, quelques jours après une CME les orages géomagnétiques entraînent une surchauffe de l'atmosphère terrestre. Entre 125 et 300 km d'altitude la densité de l'atmosphère peut varier d'un facteur 2 à 5, entraînant la retombée accélérée des satellites artificiels. En quelques heures les contrôleurs du NORAD voient ainsi sur leurs écrans plusieurs centaines de satellites changer d'orbite. Solar Max chuta ainsi de plusieurs kilomètres. Des rushes d'activité dans les salles de contrôle surviennent donc systématiquement pendant les éruptions solaires les plus fortes.

Si le vent solaire est très puissant (plus de 2 GW) et l'intensité des courants induits très élevée, les satellites peuvent également être endommagés ou perdre temporairement tout moyen de contrôle (par exemple une panne des circuits des panneaux solaires sur PAS-6 en septembre 1997, défaillance du gyroscope de SOHO en décembre 1998, panne des radiateurs électriques sur Nozomi en 2003, etc). Parfois la panne est si sévère que les ingénieurs ne parviennent pas à réparer le module défaillant à distance; le satellite est alors perdu. C'est une perte sèche qui peut s'élever à plus de cent millions de dollars.

A consulter : Les défaillances des satellites

Le rayonnement corpusculaire de forte énergie émis par le Soleil provoque non seulement des dommages aux satellites placés sur les orbites les plus élevées, mais il corrode également le matériel au sol. Lorsque les rayonnements UV et X arrivent sur Terre, l'intensité du courant électrojet est telle que les orages géomagnétiques sont capables d'affecter les systèmes de transmissions électriques. Le champ électromagnétique provoque des décharges d'électricité statique autour des pylônes à haute tension au point de faire sauter les systèmes de sécurité ou d'endommager les transformateurs à huile. Dans la réaction en chaîne qui s'ensuit, toute une région peut-être plongée dans l'obscurité. Un célèbre cas de ce genre s'est produit au Canada le 13 mars 1989, plongeant 6 millions de Québécois et une partie des Etats-Unis dans l'obscurité totale pendant 10 heures !

A gauche, draperie observée en Nouvelle Zélande (46°S) par Stephen Voss le 8 septembre 2002. A droite Todd Carlson a photographié le ciel de Toronto (43°N) durant et après le backout survenu au Canada dans la nuit du 13 au 14 mars 1989.

Mais si les électriciens sont toujours hantés par ce genre d'accident, la remise en activité de tout un réseau est tout aussi stressante car tout d'un coup la demande d'électricité peut grimper d'un facteur 6 ! Et si le plan de relance est mal organisé, une coupure générale d'électricité peut à nouveau se manifester... En 1989 la remise en état des transformateurs et du réseau hydro-électrique coûta 30 millions de dollars canadiens !

Les variations inhabituelles du courant parasitent également les ordinateurs de transmissions et les lignes téléphoniques. Ce champ électromagnétique endommage les systèmes de défenses militaires des pays nordiques, les pipelines et les gazoducs. Dans certains cas, pour prévenir les fausses alertes, les blackouts radio ou les coupures de courant, les prévisionnistes doivent prédire le temps en relation avec les phénomènes astronomiques.

A consulter : Les indices solaires et autres échelles géomagnétiques

Les perturbations ionosphériques Durant les grandes tempêtes géomagnétiques des aurores ont été observées jusqu'à la latitude de la Méditerranée (~40°) et du Texas (~30°). pendant ces périodes la propagation en onde moyenne et longue est totalement interrompue via la couche D de l'ionosphère qui se situe entre 50 et 90 km d'altitude ainsi que les communications en VHF et UHF aux latitudes polaires, c'est le backout radio qui peut durer plusieurs jours. Il s'agit des perturbations ionosphériques brusques. En revanche, les communications HF via les couches F1 ou F2 de l'ionosphère situées à plus de 200 km d'altitude sont toujours assurées (cf. cet article en anglais sur la propagation). Documents R.D.Hunsuncker/PFRR/GEDDS et Navy adapté par l'auteur.

En résumé nous pouvons classer les perturbations géomagnétiques en plusieurs catégories :

- Les variations diurnes, engendrées par le mouvement de marée des particules ionisées dans la haute atmosphère qui vont et viennent à travers les lignes de force du champ magnétique;

- Les crochets qui sont des chutes soudaines de la force magnétique sur la face diurne de la Terre. Ils se produisent après une augmentation de l'ionisation de la haute atmosphère suite à un rayonnement ultraviolet intense. Le redressement est plus lent mais régulier.

- Les commencements soudains qui présentent une augmentation rapide de la force du champ magnétique total. Ils sont provoqués par la compression de la magnétosphère suite à l'arrivée de plasma solaire.

- Les tempêtes magnétiques principales qui suivent en général les commencements soudains. Elles comprennent une diminution rapide du champ magnétique suivi par une période de redressement lent jusqu'au niveau normal. Ces tempêtes sont également dues à une augmentation de l'ionisation et des courants circulants autour de la Terre. Elles sont provoquées par le passage d'une CME ou d'une autre grande discontinuité dans le vent solaire, ce qui se produit habituellement lorsque le champ magnétique interplanétaire (IMF) est étendu et dirigé vers le sud.

- Les tempêtes magnétosphériques secondaires ou sous-tempêtes qui consistent en général en une diminution de l'intensité du champ magnétique en réponse au rétablissement du champ après une tempête principale. Elles peuvent être déclenchées par des discontinuités dans le vent solaire et une IMF orientée vers le sud. Elles peuvent également se former sans acteur extérieur, de façon spontanée. La sous-tempête est associée à l'activité des aurores et peut réapparaître plusieurs fois par jour durant la phase de rétablissement. Dans le jargon, ces rechutes sont dénommées des baies en raison de leur forme sur les magnétogrammes. Ces sous-tempêtes sont produites par des particules arrivant de la queue géomagnétique.

- Les petites tempêtes magnétiques qui ont tendance à se répéter tous les 27 jours en fonction de la rotation solaire. Elles n'entraînent qu'une faible activité aurorale limitée aux latitudes élevées.

Les phénomènes de crochets, les commencements soudains et les tempêtes magnétiques principales sont en général en phase avec le cycle des taches solaires tandis que l'activité des sous-tempêtes et les petites tempêtes magnétiques se développe en phase de déclin du cycle solaire et est associée aux trous coronaux qui jouent, rappelons-le, un effet accélérateur du flux de vent solaire.

Perturbation ionosphérique brusque et spectaculaire de la région D de l'ionosphère (40-70 km d'altitude) survenue le 11 septembre 2017 suite à l'émission d'une CME qui dégrada la MUF et fut à l'origine d'aurores en Alaska (Kp=8). La plus haute fréquence affectée est indiquée dans l'échelle colorée en dessous de la carte. A droite de la carte, l'atténuation en dB. 35 dB d'atténuation équivaut à l'intensité d'un signal radio S7 (assez puissant) perçut comme un signal S1 (juste au-dessus du seuil audible). Cet évènement eut pour effet d'interrompre totalement (blackout) les communications en ondes-courtes jusqu'à 15 MHz, ce qui arrive très rarement. En temps normal la carte ressemble à celle de droite. Document NOAA/SWPC.

Chimie des aurores

Pourquoi les aurores sont-elles colorées ? Les aurores peuvent avoir des couleurs chatoyantes ou présenter une dominance rouge, jaune-verte ou parfois bleue. Ce phénomène s'explique par un processus chimique similaire à celui qui illumine nos écrans de télévision ou les tubes fluorescents au néon.

Le spectre des aurores affiche des raies et des bandes en émission. Les raies verte (557.7 nm) et rouge (630.0 nm) sont renforcées par les lueurs nocturnes, par la présence des atomes d'oxygène dans la haute atmosphère. C'est la variation d'intensité de ces raies et donc des interactions des particules énergiques sur les molécules présentes dans la haute atmosphère qui différencie les aurores par la couleur.

Consulter le texte pour les explications. Document NASA adapté par l'auteur.

La couleur des aurores varie en fonction de la composition de la haute atmosphère. A plus de 200 km d'altitude les particules énergiques issues du Soleil (protons et électrons) frappent principalement des molécules d'oxygène qui, pour revenir à leur état stable, émettent une lumière rouge parfois orangée. 

Entre 100 et 200 km, les électrons frappent des molécules d'azote qui émettent une lumière bleue ainsi qu'un électron secondaire qui pourra exciter un atome d'oxygène qui émettra une lumière verte pour retourner à l'état stable. 

En-dessous de 100 km d'altitude, où prédomine l'azote neutre, l'émission sera rouge sombre et parfois bleue s'il s'agit d'azote ionisé. Enfin, c'est également l'azote qui donne une coloration rouge-pourpre à la partie inférieure de certaines draperies.

Si l'ionosphère voit principalement la précipitation d'ions et d'électrons ainsi que leur libération, les protons contribuent également à la formation des aurores. Mais l'énergie moyenne des protons et des électrons varie considérablement d'une région à l'autre et au cours du temps. Les aurores formées par la précipitation des protons sont probablement nombreuses mais elles sont plus difficiles à observer. Ainsi qu'en témoigne la simulation ci-dessous, la précipitation des protons peut produire des aurores rouges identiques à celles formées par les électrons.

Image d'une aurore induite par des électrons et des protons. A gauche l'émission rouge est provoquée par la précipitation des protons. Au milieu l'émission verte (qui peut aussi prendre d'autres couleurs) est produite par la précipitation des électrons. A droite l'image résultante de la combinaison des deux phénomènes. Document NASA-GSFC.

Formes et brillance des aurores

Les aurores accusent une grande variété de formes que l'on peut rassembler en quatre grandes catégories (entre parenthèses la dénomination anglaise) :

- Les draperies et les arcs (curtains, drapes, arcs) qui telles de grandes tentures semblent onduler ou spiraler devant les étoiles selon l'orientation du champ géomagnétique. Elles comptent parmi les aurores les plus impressionnantes et sont aussi les plus brillantes, affichant parfois des couleurs chatoyantes comme nous le verrons plus loin;

- Les bandes (bands) qui ressemblent aux draperies sans leur caractère onduleux. Parfois isolées parfois alignées en rangs serrés elles comptent également parmi les aurores les plus étendues et les plus brillantes.

- Les rayons et les couronnes (rays, corona) qui se caractérisent par une limite inférieure très nette, qui va en s'estompant vers la partie supérieure. Les arcs et les couronnes sont souvent très étendus et peuvent occuper plus de la moitié du ciel. Bien souvent ils présentent des sommets ou une base enchevêtrée ou convulsée très nette. Habituellement les couronnes occupent le zénith et s'ouvrent dans toutes les directions par un effet de perspective.

- Les aurores diffuses (glows) que l'on observe aux latitudes moyennes, qui ne présentent pas de contours définis mais illuminent simplement une partie du ciel de rouge, de bleu ou de jaune-vert.

- Les aurores à protons qui sont exclusivement déclenchées par l'excitation des protons (contrairement aux précédentes aurores qui sont déclenchées par des électrons). Elles se manifestent principalement dans la partie UV du spectre (raie Lyman α à 121.5 nm, bande UV-C) ainsi que dans la partie visible du spectre (cf. cette étude).

Bien évidemment cette classification est arbitraire. Vous pouvez observer des rayons baignant dans une aurore diffuse, des bandes se transformer en draperies, des arcs ressemblant à des draperies, des bandes formées de rayons, etc. Seule l'expérience vous aidera à les distinguer.

Mais pourquoi les aurores ondulent-elles dans le ciel et changent de formes ? Pour répondre à cette question et quelques autres, en 2007 la NASA lança cinq sondes spatiales dans le cadre de la mission THEMIS dans le but d'étudier la géomagnétosphère et les aurores polaires et leurs effets sur les signaux de télécommunications, notamment ceux des satellites du réseau GPS. Grâce à THEMIS, les scientifiques ont plus appris sur le comportement du champ magnétique terrestre en 6 ans qu'au cours des 40 dernières années !

Dans un article publié en 2016 dans la revue "Nature", Evgeny Panov de l'Académie des Sciences d'Autriche à Graz et ses collègues de la NASA-GSFC ont montré qu'il existe  un lien direct entre les perturbations se manifestant dans la magnétosphère et la réponse magnétique au sol. En effet, jusqu'à alors les géophysiciens avaient bien observé ces perturbations depuis des décennies mais soit en altitude soit au sol mais jamais aux deux endroits simultanément.

A voir : THEMIS Sees Magnetic Reconnection

A gauche, illustration des sondes spatiales THEMIS de la NASA qui depuis 2007 permettent aux géophysiciens d'étudier la géomagnétosphère et les aurores. A droite, l'instant où la reconnexion des lignes de forces dans la queue magnétique va déclencher la formation d'aurores autour des pôles géomagnétiques. Voir égalemenrt l'animation ci-dessus. Documents NASA et Walt Feimer/NASA/GSFC.

Grâce aux satellites de la mission THEMIS, on peut aujourd'hui expliquer pourquoi les aurores ondulent. Ces mouvements se forment suite à une reconnexion des lignes de force à hauteur de la queue magnétique au cours de laquelle le plasma est freiné dans sa précipitation vers la Terre, ce qui produit des oscillations du champ magnétique correspondant à la modulation de la lumière qu'on observe dans les aurores. Ainsi, en analysant simultanément les caractéristiques du champ magnétique terrestre en altitude et au sol, Panov et son équipe ont découvert que les aurores évoluaient en harmonie avec les vibrations des lignes de force de la queue magnétique qui comme nous l'avons expliqué réagissent à l'image d'un ressort tendu qui se détend en vibrant quelques instants.

Pendant cette sous-tempête l'environnement est instable, poussant les électrons les plus proches de la Terre à plonger rapidement vers les cornets polaires où comme nous l'avons décrit ils interagissent avec les molécules d'oxygène et d'azote, libérant des photons dans un chatoiement de couleurs qui ondulent à travers le ciel.

Comment explique-t-on la variation de brillance des aurores, c'est-à-dire les pulsations qu'elles présentent parfois (voir la vidéo ci-dessous) ? Satoshi Kasahara de l'Université de Tokyo a décrit ce phénomène dans la revue "Nature" en 2018 après avoir observé directement ce type d'aurore au Canada lors d'une sous-tempête géomagnétique.

A voir : Pulsating aurora (8 Feb 2018)

Grâce aux données enregistrées par le satellite ERC de la JAXA, Kasahara et ses collègues ont pu mesurer le flot d'électrons spiralant autour des lignes de force du champ géomagnétique et cartographier ces lignes jusqu'à l'ionosphère où se manifestent les aurores.

Les observations indiquent que les électrons sont amplifiés par des ondes chorus en mode siffleur (whistler). Dans la partie supérieure de la magnétosphère, les électrons interagissent avec ces ondes radioélectriques VLF ou ELF et sont projetés vers le bas, vers l'ionosphère où les aurores deviennent plus brillantes et se mettent à pulser. Ensuite, les électrons rebondissent vers la magnétosphère, un aller-retour qu'ils peuvent accomplir plusieurs fois et pendant plusieurs heures. Les aurores deviennent brillantes lorsque la vague d'électrons s'écrase contre l'ionosphère et s'affaiblissent quand elle rebondit en altitude.

Comme l'explique Allison Jaynes de l'Université d'Iowa dans la même revue "Nature", cette théorie était connue depuis plusieurs décennies mais n'avait jamais été confirmée jusqu'à cette observation. Le problème est que les stations d'observations au sol et les satellites doivent être alignés au bon moment et au bon endroit pour qu'on puisse étudier ce phénomène, une configuration qui ne s'était jamais présentée jusqu'à présent.

Décrivons justement quelques unes de ces missions scientifiques. C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

Les missions scientifiques

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