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L'accident de Tchernobyl réinterprété par la Pravda

L'activité géomagnétique (III)

La magnétosphère terrestre (la géomagnétosphère) est une région entourant la Terre formée par le déplacement du vent solaire capturé dans le champ magnétique terrestre. La pression du vent solaire à l'intérieure de cette cavité est entretenue par le champ propre de la géomagnétosphère.

Ce champ géomagnétique résulte de la combinaison du champ propre entretenu par la Terre et des flux de courants électriques se manifestant dans la magnétosphère et à sa limite extérieure. La densité de ces flux de courants varie en fonction de l'activité du vent solaire ce que affecte l'intensité et la forme de la magnétosphère.

Interactions entre le champ magnétique et le vent solaire et l'environnement terrestre. Document ISTP.

Quant au vent solaire, il s'agit d'un gaz chargé électriquement émit par le Soleil et constituant une extension de sa couronne externe. C'est un milieu extrêmement raréfié dont la densité à hauteur de l'orbite terrestre est d'environ 6 particles/cm3 mais très variable en fonction de l'activité solaire.

Pour un volume donné, le vent solaire est constitué de protons et d'un nombre presque égal d'électrons. Toutefois, le vent solaire transporte également d'autres ions, beaucoup plus lourds que les protons mais de plus faible densité. A hauteur de l'orbite terrestre, la vitesse du vent solaire varie entre 200 et 1200 km/s avec une moyenne de 420 km/s. Les plus grandes vitesses sont généralement associées aux CME ou lorsqu'il rencontre des zones de composition différente, tels les feuillets interplanétaires neutres. Ce vent solaire entraîne avec lui le champ magnétique solaire (là où le champ de force est ouvert) et forme le champ magnétique interplanétaire (IMF) dont une composante sud (intensité négative) peut avoir des effets dans l'environnement terrestre.

Passé un certain seuil d'intensité, tous ces événements peuvent perturber la géomagnétosphère, provoquant des transferts de matière, d'énergie et d'impulsion. Cela provoque un déplacement des différentes populations de particules, une variation des courants électriques et quelques aurores. Ces perturbations géomagnétosphériques sont communément appelées le "temps spatial" (space weather).

Mais pour produire un effet sur Terre et en particulier dans la magnétosphère, l'énergie du vent solaire qui est en moyenne de 10 TW doit atteindre des niveaux au moins 100 fois plus élevé en quelques heures (2000 GW). Ces perturbations magnétiques induisent des courants électriques très puissants et on assiste à ce qu'on appelle une tempête géomagnétique (ou une sous-tempête si l'événement dure moins de 3 heures). L'intensité de ces courants peut endommager les satellites et les systèmes terrestres. Ces phénomènes sont généralement spectaculaires : aurores, parasites sur les images prises en haute altitude, défaillances des satellites, coupure des liaisons hertziennes, blackouts, etc.

Précisons que Tchernobyl est située à 51.4° de latitude Nord (45° magnétique) et loin du pôle géomagnétique situé sur l'autre face de la Terre, dans le nord du Canada. De ce fait cette région d'Europe centrale est peu affectée par les tempêtes magnétiques.

Comme toute l'Europe, cette région n'a en moyenne qu'une chance par an de voir une aurore dans le spectre visible, lorsque l'indice Kp=9, et cela signifie que la Terre subit les effets d'une violente éruption solaire, souvent accompagnée d'éruptions X et d'une CME émises une dizaine d'heures plus tôt par le Soleil. Cela s'accompagne par une tempête géomagnétique majeure avec des blackouts sur les bandes supérieures, etc. 

Du fait de la faible activité solaire en avril 1986, nous n'avons connu aucune perturbation de ce genre dans les jours ou les heures précédents l'accident de Tchernobyl. Voyons cela en détail.

A gauche, variation de la vitesse du vent solaire le 25 avril 1986. Il oscillait entre 480 et 630 km/s, une valeur modérée qui s'affaiblit en fin de journée. Les protons thermiques (lents) se déplaçaient entre 30 et 60 km/s en moyenne. Second tableau, variation de la densité, de l'intensité, de la vitesse et des composantes du vent solaire mesurées à hauteur de l'orbite terrestre le 25 avril 1986. La composante Bz est stable et la pression du flux interplanétaire diminue régulièrement. C'est une journée bien calme. Troisième tableau, variation du champ magnétique interplanétaire (IMF), des indices solaire (RI) et géomagnétique (Kp, Dst, AE) le 25 avril 1986. A droite, inventaire des données relatives à l'environnement spatial disponibles en 1986 (orange). Seuls IMP-8 et DE-1 ont enregistrées des données. Documents GSFC/CDAWeb.

En 1986, nous disposions de très peu d'information sur la magnétosphère terrestre et le vent solaire. Le premier satellite pouvant nous fournir ces informations était IMP-8 qui fut opérationnel de 1972 à 2000. En parallèle, DE-1 permit de mesurer les variables du champ géomagnétique et de photographier les ovales des aurores en UV entre 1981 et 1987 (voir tableau ci-dessus à droite).

Depuis les scientifiques ont comblé cette lacune et nous avons aujourd'hui à notre disposition toute une escadrille de satellites : Viking, Freja, DMSP, Wind, Geotail, Cluster, Polar, etc. Toutefois, en 1986, en orbite autour de la Terre, cela signifiait qu'IMP-8 ne pouvait échantillonner le vent solaire qu'un tiers du temps. En outre, beaucoup de variables n'ont pas été enregistrées avant 1994. On ne peut donc pas déterminer le profil de la magnétosphère terrestre ni la position du front de choc comme on le fait aujourd'hui (cf les aurores).

En revanche, nous savons que l'activité géomagnétique est influencée par l'activité solaire, les indices Ap, Kp[2], etc, suivent le cycle solaire. On peut donc s'attendre à ce qu'ils aient été très faibles en avril 1986.

Les éruptions solaires constituées de protons rapides d'une énergie de quelques MeV présentaient une activité faible à modérée. Le nombre de protons et de particules alpha (hélions) fut à peine plus élevé que la normale et provoqua très peu de perturbations dans l'environnement terrestre.

A gauche, variation du flux de particules solaires entre le 23 et le 26 avril 1986. Remarquez les éruptions de classe M (mais de faibles intensités) le 24 au matin. A droite, évolution des indices géomagnétiques et du nombre de taches solaires (SSN). Documents NGDC et SPIDR.

Le 25 avril 1986, les différents indices Ap (évalués toutes les 3 heures) oscillaient entre 4 et 12, correspondant à un indice Kp variant entre 1 et 3 allant en diminuant durant la journée du 25 avril. Ap = 4 et Kp = 1 à 21h TU, des valeurs très faibles.

Remis dans leur contexte, notons que le 8 et le 9 février 1986, Ap = 300, Kp = 8, des valeurs quasi maximales liées à un sursaut de l'activité solaire. Mais rien de cela ne se produisit au moins d'avril qui fut une période très calme.

A titre d'information, précisons que si on analyse la distribution des grandes tempêtes géomagnétiques pour chaque mois de l'année depuis 1932, on constate que le mois d'avril accuse un pic (derrière septembre et mars) avec des valeurs Ap ³ 36 durant près de 170 jours par an alors qu'en janvier et décembre leur nombre est presque trois fois inférieur. Avril 1986 fut donc particulièrement calme.

A lire : Indices solaires et autres échelles géomagnétiques

SSN  YR  DAY   JAN   FEB   MAR   APR   MAY    JUN   JUL   AUG

     1986 25     0    11    10    43    22     8     0     9

YYYYMMDD  Kp[8]             Sum ap[8]               Ap

19860425   3-3-2 2-2-1+1 1   14  12 12  7  6  6  5  4  4  7

AE 8604*25 19 000 074 194 379 291 145 091 142 079 090 178 169

   238 238 146 054 060 046 048 051 103 069 056 062 068 128

DST 8604*25 000 000-001-012-015-014-015-011-012-013-012-010-012-015-

013-012-012-011-010-011-012-013-010-008-004-011

L'indice Dst (Disturbance storm time) qui mesure l'effet des courants circulant à haute altitude durant les tempêtes magnétiques fut extrêmement calme durant tout le mois d'avril, oscillant entre +0 et -15 le 25 avril 1986 (-8 à 21h TU).

Il y eut bien une légère rotation des composantes du vent solaire, la composante Bz du champ magnétique fut positive à partir du 25 avril mais fut légèrement négative entre 5 et 13h TU (pour rappel, les aurores ne produisent lorsque Bz devient négatif). Dst devint légèrement négatif (-13 nT) durant la même période. En général, une valeur négative (IMF dirigée vers le sud) supérieure à environ 10 nT représente une augmentation du courant dans l'anneau magnétosphérique qui relie les deux pôles terrestres. On pouvait donc s'attendre à des tempêtes géomagnétiques et des sous-tempêtes si la composante sud se maintenait suffisamment longtemps voire à la manifestation d'aurores malgré la faible valeur des autres indices. Mais ce ne fut pas le cas.

Relevé de l'indice Dst en avril 1986 par l'Université de Kyoto. Le 25 avril 1986 à 21 TU, Dst = -13 nT, significatif en soi, mais les autres variables sont restées pratiquement normales.

L'indice horaire AE (auroral electrojet) qui caractérise l'énergie libérée dans la queue géomagnétique et l'activité des sous-tempêtes à l'origine de la manifestation des aurores, réagit inversement à l'indice Dst. L'indice AE resta largement inférieur à 1000 (39-455) en avril 1986, chutant même en-dessous de 100 entre 13 et 22h TU.

Mis à part l'indice Dst et la varition du champ géomagnétique, tout semblait calme en altitude en terme de vitesse du vent solaire, flux des particules et variations de la pression. Toutefois, le satellite DE-1 qui était à l'époque le seul capable de photographier les aurores, observa deux ovales relativement brillantes en UV au-dessus du Canada, respectivement le 25 avril 1986 entre 1h29 et 4h39 TU et à nouveau à partir de 22h TU, activité confirmée par un regain de l'indice AE vers 3h TU. Il semble que ces aurores ne furent pas observées dans le spectre visible par les observateurs au sol.

Le 25 avril 1986, le satellite DE-1 observa deux aurores en UV au dessus du pôle Nord (gauche et centre), l'une tôt le matin devenant plus brillante vers 2h27 TU, l'autre en fin de soirée, devenant plus brillante vers 23h29 TU, phénomène qui fut naturellement répercuté au pôle Sud (droite). Cette ovale brillante est produite par le rayonnement des électrons piégés dans le champ géomagnétique. Documents GSFC/CDAWeb et L.A.Frank/U.Iowa.

Bien qu'il n'y eut aucun impact significatif du vent solaire ni d'aucune CME sur la magnétosphère terrestre, ces aurores indiquent malgré tout qu'une faible perturbation s'est produite mais elle n'a pas engendré de compression ou de déformation notable de la magnétosphère. Par conséquent, on peut estimer qu'il en fut de même pour les couches ionosphériques, ce que nous allons vérifier.

L'activité ionosphérique

Rappelons que l'ionosphère fait partie de l'atmosphère terrestre et est constituée de gaz partiellement chargés (ionisés). L'ionosphère commence vers 50 km d'altitude et s'étend au-delà de 1000 km, dans la basse magnétosphère (sphère de plasma). Elle se stratifie en trois couches, D, E et F, situées entre 50 et 350 km d'altitude (500 km durant la nuit).

Variation des fréquences critiques mesurées par ionosonde depuis la station de Kiev proche de Tchernobyl le 25 avril 1986. Documents SPIDR adapté par T.Lombry.

L'ionosphère résulte de l'ionisation des gaz de l'atmosphère, principalement des molécules d'oxygène et d'azote, par le rayonnement UV du Soleil. Certaine molécules ne sont pas affectées et restent neutres. Ce sont les propriétés électromagnétiques de ces particules ionisées qui permettent des communications sur de longues distances, les ondes se réfléchissant sur les couches ionosphériques.

Les trois éruptions solaires de classe M survenues le 24 avril 1986 auraient pu affecter la face de la Terre tournée vers le Soleil si les particules avaient été plus nombreuses et certainment si elles portaient beaucoup plus d'énergie (nous aurions assisté à du fading dans les bandes HF et des bandes fermées en V/UHF, des blackouts aux latitudes polaires (PCA) et des tempêtes ionosphériques capables d'affecter jusqu'à la fréquence critique foF2).

Or, les rares mesures effectuées par les ionosondes en différents endroits du monde ont révélé une activité normale de l'ionosphère. Notamment la variation diurne des fréquences critiques HF suivit la variation saisonnière ainsi que la position du Soleil comme le révèle le graphique présenté à gauche.

Il est également "normal" de constater que ces fréquences critiques sont plus basses au printemps et en été que durant la saison hivernale, c'est ce qu'on appelle "l'anomalie saisonnière des latitudes moyennes". Le 25 avril 1986 la fréquence critique foF2 se situait à 3.49 MHz à hauteur de Tchernobyl, assez basse, mais tout à fait normale pour l'époque (voir carte ci-dessous).

Les radioamateurs n'ont observé aucune perturbation ionosphérique sensible (pas de fading ni même de propagation E sporadique) qui aurait pu affecter la propagation.

L'activité tout à fait normale de l'ionosphère est confirmée par les modèles numériques reproduisant la situation du 25 avril 1986 à 21h TU sur 7 MHz présentée ci-dessous à droite (les fréquences supérieures étant fermées après le coucher du Soleil à cette époque étant donné la faible activité solaire).

A lire : Ionospheric perturbations - HF Propagation tutorial

A gauche, état de la magnétosphère terrestre le 25 avril 1986 à 21h TU. Simulation réalisée avec DXAtlas à partir du nombre taches solaires, du SSN et du flux à 10.7 cm. Ce champ ne diffère pas de celui qu'on pourrait observer aujourd'hui dans les mêmes conditions. A droite, la propagation sur 7 MHz à la même époque en tenant compte des mêmes données. Simulation réalisée avec DXToolBox. Les zones sombres indiquent les zones de non réception à partir de Tchernobyl pour l'heure, la fréquence et la puissance indiquées. Les conditions de propagation sont tout à fait normales. Bien que ces deux logiciels puissent travailler avec des données temps réel, vu la date, la simulation a été effectuée avec des données statistiques moyennées sur le mois. On ne peut donc rien conclure de spécifique pour la date considérée. Documents T.Lombry.

Tout spécialiste de la haute atmosphère peut donc estimer que Vasiliev a essayé de faire porter la responsabilité sur les courants induits qui auraient pu accentuer l'activité géomagnétosphérique juste avant l'accident. Malheureusement, il n'y a pas eu de tempête ni même de sous-tempête géomagnétique significative pour induire de tels courants.

Par ailleurs, ainsi que nous l'avons évoqué, nous aurions dû subir une violente éruption solaire suivie d'une tempête géomagnétique majeure avec un indice Kp=9 pour observer des phénomènes magnétosphériques et électriques particuliers à la latitude de 45° magnétique où se situe Tchernobyl. Ce ne fut pas le cas.

Il y eut bien une légère activité X solaire durant le mois, une aurore en UV au matin du 25 avril, mais à eux seuls ces phénomènes n'auraient pas pu provoquer les problèmes survenus à Tchernobyl (sur les plans sociaux ou physiques), relations qui n'ont d'ailleurs jamais été établies scientifiquement. Ne confondons pas astronomie et... astrologie !

Pour clore la question radio et géomagnétique, j'ai demandé à Victor Rozumenko déjà cité qui, rappelons-le est assistant-professeur à l'Ecole de Radio Physique de l'Université de Karkov ce qu'il pensait de l'article de Vasiliev. Il ne déroge pas à la règle et conclut sereinement, "De nos jours, les articles peuvent être imprimés chez nous avec un total non sens". On ne peut que partager son opinion.

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Le facteur météo

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[2] L'incide "K" représente l'effet des particules solaires sur la magnétosphère terrestre, 'p' faisant référence à la moyenne planétaire. L'indice "A" varie entre 0 et 400 et représente une valeur de "K" convertie dans une échelle linéaire d'unités gamma (nanoTesla), une échelle mesurant l'équivalent de l'amplitude de la perturbation à hauteur d'une station où la valeur K=9 pour une limite inférieur de 400 gamma. Pour le dire plus clairement, retenez qu'il y a une relation arithmétique entre A et K, K=9 lorsque A>=400.


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