Vents thermosphériques au Maroc : effets de l’activité géomagnétique

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Le Soleil

Le Soleil est une étoile de masse (1,99 × 1030 kg), de rayon (6,96 × 105 km) et de luminosité (3,9 × 1026 watts), dont la remarquable production régulière de rayonnement pendant plusieurs milliards d’années a permis le développement de la vie sur Terre. Le Soleil est principalement composé d’hydrogène et d’hélium, avec de petites quantités d’argon, de calcium, de carbone, de fer, de magnésium, de néon, de nickel, d’azote, d’oxygène, de silicium et de soufre. L’éner-gie solaire est générée par la fusion nucléaire de l’hydrogène en hélium dans un noyau central très chaud, d’environ 16 millions de kelvins. Cette énergie est d’abord transmise par la zone radiative, puis par la zone convective, qui correspond aux 2,00 × 105 km extérieurs du Soleil. La surface du Soleil est irrégulière en raison de la forte convection dans cette zone externe, qui présente des cellules ou des granules convectifs à petite et grande échelle. Les cellules à petite échelle ont un diamètre d’environ 1 000 km, et les cellules individuelles durent environ 10 mi-nutes. À grande échelle, il existe des réseaux de cellules (supergranules) qui ont des dimensions d’environ 30 000 km et peuvent perdurer aussi longtemps qu’un jour terrestre.
L’atmosphère du Soleil, qui s’étend jusqu’à plus de 10 rayons solaires, est composée de trois régions, à savoir la photosphère, la chromosphère et la couronne.
La photosphère est une couche très fine et froide à partir de laquelle le rayonnement visible est émis. La température de cette couche diminue avec la distance radiale, passant d’environ 6000 K à sa limite basse à un minimum d’environ 4500 K près de la limite photosphère-chromosphère.
La chromosphère est également une couche relativement mince (∼4000 km) dans laquelle la température augmente rapidement depuis le minimum de température de 4500 K jusqu’à environ 25 000 K près de la base de l’atmosphère externe.
La couronne, contient un plasma ionisé très ténu et chaud (∼ 106 K) qui s’étend généra-lement à plusieurs rayons du Soleil.
À proximité du Soleil, le champ magnétique solaire est fondamentalement dipolaire, mais il existe un décalage entre les axes de rotation et de dipôle (figure 1.6). Le plasma chaud peut être piégé sur ces lignes de champ fermées et sa présence peut être détectée par le rayonnement lectromagnétique qu’il émet. Cependant, loin du Soleil, les températures coronales élevées provoquent un écoulement continu de plasma de la couronne, appelé vent solaire. Lorsque ce plasma chaud s’éloigne radialement du Soleil, il a tendance à entraîner les lignes de champ magnétique dipolaire dans l’espace interplanétaire. Le vent solaire peut parfois être très non uniforme, car le champ magnétique de la couronne peut être très structuré, comme le montre le schéma de la figure 1.6. Le plasma coronal chaud peut être piégé sur de fortes boucles de champ magnétique, et une émission de rayons X très intense est associée à ces boucles coronales. Selon l’intensité du champ magnétique, une partie du plasma chaud peut s’échapper lentement de ces boucles, formant des courants coronaux qui s’étendent dans l’espace. Ces streamers sont la source de la composante lente du vent solaire.
Figure 1.6 – Une photographie de la couronne de lumière blanche au-dessus du membre du Soleil le 5 juin 1973. Les lignes pleines corres-pondent à un champ magnétique suggéré géo-métrie suggérée du champ magnétique qui est cohérente avec la distribution du plasma émet-tant la lumière blanche. (Hundhausen, 1977).
Figure 1.7 – Schéma de la topologie du champ magnétique dans la couronne solaire et des ca-ractéristiques coronales associées. les caractéris-tiques coronales associées. Les courbes solides avec des flèches sont les lignes du champ ma-gnétique (Schunk & Nagy, 2000).
Cependant, à d’autres endroits de la couronne, le champ magnétique du Soleil ne forme pas de boucle, mais s’étend dans la direction radiale. Dans ces régions, le plasma chaud peut facilement s’échapper de la couronne, ce qui donne naissance à la composante rapide du vent solaire. En raison de cette fuite rapide, les concentrations de plasma et le rayonnement électro-magnétique associé sont faibles, et par conséquent, ces régions ont été appelées trous coronaux. Dans les régions polaires, les lignes de champ magnétique s’étendent dans l’espace profond car le champ magnétique solaire est fondamentalement dipolaire, et le plasma chaud peut donc facilement s’échapper le long de ces lignes de champ.
Le Soleil tourne avec une période d’environ 27 jours, mais comme la surface du Soleil n’est pas solide, il existe une rotation diﬀérentielle entre l’équateur (25 jours) et les pôles (31 jours). Cette rotation et la convection du plasma agissent pour produire des courants électriques et des champs magnétiques intenses par le biais d’une action dynamo. Cependant, les champs ma-gnétiques générés présentent une variation temporelle distincte. Plus précisément, on observe une augmentation et une diminution globale de l’activité magnétique qui suit un cycle de 22 ans, lequel coincide avec le changement de polarité des pôles magnétiques du Soleil. L’une des principales manifestations de l’activité magnétique solaire est l’apparition de taches solaires, qui sont dus à la rotation diﬀérentielle du soleil (le champ magnétique à l’equateur est de 3 à 5 kG au contraire le champ dipolaire est de 10 G), qui sont des régions sombres sur un Soleil actif (figure 1.7). Les taches solaires, qui peuvent durer de quelques heures à plusieurs mois, sont si-tuées dans la photosphère et résultent des champs magnétiques plus intenses (plusieurs milliers de gauss) et localisés. Les champs magnétiques dans les taches « étouﬀent » le flux d’énergie pro-venant du bas, et par conséquent, les taches solaires sont plus froides que la zone environnante, ce qui explique leur apparence sombre (en vertu de la loi de Stefan-Boltzmann, les régions plus froides émettent moins de rayonnement électromagnétique).
Il y a parfois de puissantes explosions dans l’atmosphère au-dessus des taches solaires, que l’on appelle des éruptions solaires. Ces flashs lumineux ne durent que quelques minutes à quelques heures, mais les explosions envoient des rayonnements électromagnétiques dans l’es-pace. Un autre type d’explosion solaire provient d’une proéminence (figure 1.8). La proéminence s’étend loin dans la haute atmosphère du Soleil et suit la boucle d’un tube de flux magnétique fermé, dont les extrémités de la boucle prennent racine dans les taches solaires. Le champ ma-gnétique puissant et incurvé piège le plasma chaud et, en raison de l’échauﬀement intense, des fronts de conduction thermique peuvent traverser les boucles, portant la température à 2-3 millions de kelvins. Parfois, l’une des extrémités de la boucle de flux magnétique se détache, envoyant des courants de plasma énergétique dans l’espace. Une autre forme de libération de masse est appelée Éjection de Masse Coronale (CME). On pensait autrefois que les Éjections de Masse Coronale étaient déclenchées par des éruptions, mais on sait aujourd’hui que la plupart des CME ne sont pas associées à des éruptions. Les Éjections de Masse Coronale se développent en s’éloignant du Soleil, à des vitesses pouvant atteindre plusieurs milliers de km.s−1. Les CME de grande taille contiennent jusqu’à 1013 kg de plasma.
Figure 1.8 – Une proéminence montante, comme on peut le voir sur une séquence de photo-graphies prises le 8 septembre 1948 (Ferraro, 1970).
La perte d’énergie du Soleil est due à la fois au rayonnement électromagnétique et à l’écou-lement de particules, l’énergie rayonnée étant de loin le processus de perte dominant. Le ta-bleau 1.1 indique les gammes de longueurs d’onde pour les diﬀérentes régions spectrales du Soleil. L’énergie rayonnée par seconde dans toutes les longueurs d’onde est approximativement constante. Au niveau de la Terre, elle est de 1370 watts m−2, ce qui est appelé la constante solaire. Les principales contributions énergétiques proviennent des régions spectrales infrarouge (52 %), visible (41 %) et ultraviolette (<7 %). Les émissions de radio et de rayons X pré-sentent d’importantes fluctuations, mais elles contribuent peu à l’énergie totale rayonnée. La perte d’énergie due à l’écoulement des particules (vent solaire et CMEs) est également très faible, comme le montre le tableau 1.2. Cependant, comme nous le verrons plus loin, le vent solaire et les Éjections de Masse Coronale ont un eﬀet considérable sur les ionosphères et les atmosphères planétaires. De même, le rayonnement Extreme ultraviolet (EUV), qui représente seulement environ 0,1% de l’énergie totale rayonnée, est la source principale de plasma dans les ionosphères planétaires.

Le milieu interplanétaire

Avant les années 1950, on pensait généralement que l’espace interplanétaire était un vide, à l’exception des baquets occasionnelles de particules énergétiques associées aux éruptions so-laires. Cependant, grâce aux mesures par satellite, on sait maintenant que le vent solaire baigne tout le Système solaire. L’écoulement du vent solaire commence dans la basse couronne et accé-lère à mesure que le plasma s’éloigne radialement du Soleil. À une distance de quelques rayons solaires, le vent solaire devient supersonique, ce qui signifie que sa vitesse globale vers l’exté-rieur devient supérieure aux vitesses caractéristiques des ondes sonores dans le milieu. À peu près à la même distance, le plasma raréfié du vent solaire devient sans collision, c’est-à-dire que le libre parcours moyen entre deux collisions dépasse la longueur d’échelle caractéristique des changements de concentration. Dans un plasma sans collision, les courants électriques circulent avec peu de résistance et dans ces conditions, la MHD idéale nous dit que le champ magnétique issu du Soleil est « gelé » dans le vent solaire et est transporté avec lui dans l’espace, devenant le champ magnétique interplanétaire (IMF, pour interplanetary magnetic field).
Figure 1.9 – Le champ magnétique spiralé vu depuis le plan de l’écliptique, et structure magnétique du vent solaire lorsqu’il balaie la terre (Schunk & Nagy, 2009).
Figure 1.10 – Représentation tridimensionnelle de la nappe de courant équatorial solaire et des lignes de champ magnétique associées. La feuille de courant est représentée comme étant située près de l’équateur solaire avec avec des champs magnétiques spiralés, orientés vers l’extérieur, situés au-dessus d’elle et des champs orientés vers l’intérieur, situés en dessous. en dessous. La feuille de courant contient des plis ou des cannelures. Lorsque le Soleil tourne, un observateur près de l’écliptique se trouvera alternativement au-dessus et au-dessous du courant et verra un motif de secteur changeant. L’encadré montre une coupe méridienne avec la Terre sous la nappe de courant (Kelley, 2009).
Lorsque le champ magnétique est attiré vers l’extérieur par le vent solaire radial, la rotation lente du Soleil (2.7 10−6 rad s−1) a pour eﬀet de courber les lignes de champ en spirales qui s’étendent profondément dans l’espace (figure 1.9). Au niveau de l’orbite de la Terre, l’angle de la spirale est d’environ 43◦ par rapport à la direction Soleil-Terre. En trois dimensions, les spirales peuvent être décrites par le modèle de la jupe d’une ballerine. La jupe représente une nappe de courant qui circule dans une direction azimutale autour du Soleil, mais la jupe a une structure ondulée qui ressemble à celle d’une ballerine (figure 1.10). Les champs magnétiques des côtés opposés de cette nappe de courant héliosphérique sont de polarité opposée et, comme les diﬀérents plis de la jupe se drapent autour des divers corps du Système solaire, ces derniers sont exposés à diﬀérentes polarités de l’IMF. La polarité de l’ensemble du système s’inverse au début de chaque nouveau cycle solaire à cause de l’inversion de la polarité des pôles magnétiques du Soleil.

La magnétosphère

La magnétosphère est la région de l’espace entourant la Terre où le champ magnétique dominant est le champ magnétique de la Terre, plutôt que le champ magnétique de l’espace interplanétaire. La magnétosphère est la cavité du champ magnétique terrestre, elle est déformée par le vent solaire. La concentration du vent solaire est très faible, généralement 5 particules par centimètre cube, mais il se déplace rapidement, allant jusqu’à 800 km/s au niveau de l’orbite terrestre. Cela signifie qu’il lui faut trois jours pour atteindre l’atmosphere terrestre. Ce vent transporte non seulement du plasma, mais aussi le champ magnétique de la couronne solaire. La puissance apportée par le vent solaire à l’environnement terrestre a été estimée à 100 GW. À titre de comparaison, c’est une puissance légèrement supérieure à celle produite en France par l’ensemble des centrales électriques. Cette puissance est bien inférieure à la quantité totale d’énergie solaire reçue par la Terre par seconde, mais suﬃsante pour provoquer un eﬀet électromagnétique important dans l’environnement. La figure 1.11 illustre la forme et la taille du champ magnétique de la Terre, qui change continuellement sous l’eﬀet du vent solaire.
Figure 1.11 – La taille du champ magnétique de la Terre, qui change continuellement sous l’eﬀet du vent solaire. La distance entre la Terre et le Soleil a été raccourci pour bien visualiser le champ magnétique terrestre et le vent solaire en directions de la Terre. (NASA-http://sec. gsfc.nasa.gov/popscise.jpg).
La pression du vent solaire sur le champ magnétique de la Terre comprime le champ du côté jour de la Terre et l’étire en une longue queue du côté nuit. La forme du champ déformé qui en résulte a été comparée à l’apparence de l’eau qui coule autour d’un rocher dans un ruisseau. Du côté diurne de la Terre, au lieu de s’étendre à l’infini, le champ magnétique est confiné à environ 10 rayons terrestres du centre de la Terre et, du côté nocturne, le champ s’étend sur des centaines de rayons terrestres, bien au-delà de l’orbite de la Lune à 60 rayons terrestres.
La frontière entre le vent solaire et le champ magnétique de la Terre est appelée magnéto-pause. Cette limite est constamment en mouvement, car sa position est régie par l’équilibre en la pression dynamique du vent solaire (qui fluctue) et la pression magnétique dans la magné-tosphère (qui reste constance). Si la magnétopause nous protège dans une certaine mesure du vent solaire, elle est loin d’être impénétrable, et de l’énergie, de la masse et de la quantité de mouvement sont transférées du vent solaire aux régions situées à l’intérieur de la magnétosphère de la Terre. L’interaction entre le vent solaire et le champ magnétique de la Terre, ainsi que l’influence de l’atmosphère et de l’ionosphère sous-jacentes, créent diverses régions de champs, de plasmas et de courants à l’intérieur de la magnétosphère, comme la plasmasphère, le cou-rant annulaire et les ceintures de radiations. En conséquence, les conditions à l’intérieur de la magnétosphère sont très dynamiques. La figure 1.12 présente une partie de la magnétosphère : la Terre est le petit point blanc au niveau du vent solaire venant de la gauche, les lignes bleu foncé sont les lignes de champ magnétique, en bleu clair est la magnétopause et la ligne rouge l’onde de choc (ou choc d’étrave).
Figure 1.12 – Coupe de la magnétosphère dans le plan du méridien midi-minuit : la Terre est le petit point blanc et le vent solaire vient de la gauche. Les lignes bleu foncé sont les lignes de champ magnétique, le bleu clair est la magnétopause et la ligne rouge l’onde de choc (https://www.encyclopedie-environnement.org).
Autour de la magnétosphère terrestre, le vent solaire s’écoule en continu à une vitesse moyenne de 400 km/s. Par ce mouvement, dans un référentiel terrestre, un champ électrique dynamo E=B×V de grande échelle est vu, conséquence du gel du champ magnétique in-terplanétaire dans le plasma du vent solaire. Ce phénomène est appelé « dynamo vent so-laire/magnétosphère ». Deux mécanismes physiques sont proposés pour expliquer ce transfert (Mazaudier & Cohen, 1991) : l’interaction visqueuse entre le vent solaire et la magnétosphère (Axford & Hines, 1961), la reconnexion des champs magnétiques terrestre et interplanétaire (Dungey, 1961). Le processus de reconnexion est le plus eﬃcace et que l’interaction visqueuse entre le vent solaire et la magnétosphère est en action plutôt les jours calmes. L’interaction visqueuse entre le vent solaire et la magnétosphère est l’entraînement par le plasma solaire d’une partie du plasma magnétosphérique proche de la magnétopause, frontière extérieure de la magnétosphère en contact avec le milieu interplanétaire. La charge d’espace engendrée par ce processus au voisinage de la magnétopause produirait un champ électrique dirigé de l’aube au crépuscule dans la magnétosphère. La figure 1.13 représente ce mécanisme.
Figure 1.13 – Interaction visqueuse entre les vents solaires et la magnétosphère (Axford & Hines, 1961).
La dépendance observée de l’activité géomagnétique à l’orientation de l’IMF est expliquée par la plupart des chercheurs comme une conséquence de la reconnexion magnétique. Lors d’une reconnexion, deux champs magnétiques de direction opposée sont réunis par des plasmas en mouvement au niveau d’une ligne neutre. Loin de la ligne neutre, le champ magnétique est gelé dans le plasma ; cependant, près de la ligne neutre, il se diﬀuse dans le plasma, établissant une nouvelle configuration des lignes de champ magnétique. En traversant la ligne neutre, les lignes de champ des côtés opposés se connectent et s’éloignent rapidement de la ligne neutre à angle droit par rapport à leur direction d’entrée. Au cours de ce processus, l’énergie initialement stockée dans un champ magnétique puissant est convertie en énergie cinétique du plasma en mouvement. En outre, la topologie des lignes de champ magnétique est modifiée. À la magné-topause diurne (voir la figure résumant la configuration du champ magnétique externe de la Terre), les lignes de champ de l’IMF deviennent connectées aux lignes de champ géomagné-tique. Comme l’IMF est gelé dans le vent solaire, la portion de la ligne de champ reconnectée à l’extérieur de la magnétosphère est entraînée loin du Soleil au-dessus et en dessous des calottes polaires. Les parties de la ligne de champ situées à l’intérieur doivent suivre les parties exté-rieures ; c’est pourquoi leurs « pieds » semblent dériver sur les calottes polaires. Ce processus ne peut se poursuivre indéfiniment, car les lignes de champ géomagnétique seront continuellement érodées du côté jour, à moins qu’elles ne soient remplacées par un flux interne. Un tel flux se développe après un court laps de temps et suit le même schéma que le retour des lignes de champ éloignées du Soleil par interaction visqueuse. Lorsque le flux est pleinement développé, le flux des lignes de champ magnétique vers le Soleil à l’intérieur de la magnétosphère équilibre le flux s’éloignant du Soleil au-dessus et en dessous des calottes polaires.
Figure 1.14 – Reconnexion magnétique à l’intérieur des lignes de champ magnétique fermées de la nappe de plasma, ce qui produit une bulle de plasma et de champ appelée plasmoïde. le plasmoïde est initialement maintenu en place par des lignes de champ fermées attachées à la terre (Bothmer & Daglis, 2007).
Pour que les lignes de champ reviennent du côté de la nuit, elles doivent d’abord se décon-necter du vent solaire. Cela se produit au niveau d’une deuxième ligne neutre située derrière la Terre (voir la figure 1.14 résumant la configuration du champ magnétique terrestre). Là, comme du côté jour, des lignes de champ de directions opposées sont rapprochées par des flux de plasma. Une reconnexion se produit, et les lignes de champ de l’IMF et du champ géoma-gnétique redeviennent des entités distinctes.
La topologie des lignes de champ magnétique produite par le processus de reconnexion ex-plique l’existence des ovales auroraux. Les lignes de champ des calottes polaires sont « ouvertes » au vent solaire, tandis que celles des latitudes inférieures lui sont « fermées », comme le montre la figure ci-dessus. Du côté de la nuit, les lignes de champ reliées à la ligne neutre forment une frontière naturelle pour piéger les particules chargées. La région située à l’intérieur des « lignes de champ fermées en dernier » est remplie de particules piégées et s’appelle la nappe de plasma « plasma sheet ». La projection des lignes de champ fermées en dernier sur l’atmosphère polaire forme la limite polaire de l’ovale auroral nocturne. Comme indiqué précédemment, une deuxième limite se forme sur le côté nuit de la Terre lorsque les particules dérivent vers la terre sous l’influence de la convection magnétosphérique (sous l’eﬀet de l’interaction visqueuse et de la reconnexion) et entrent ensuite dans la région de forte dérive azimutale. Cette limite est appelée le bord interne de la nappe de plasma, et elle se projette comme le bord équatorial de l’ovale auroral du côté nuit.

Table des matières

1 Relations Soleil-Terre
1.1 Bref historique des relations Soleil-Terre
1.2 Le Soleil
1.3 Le milieu interplanétaire
1.4 La magnétosphère
1.5 L’atmosphère terrestre
1.6 La thermosphère
1.6.1 Équation de la quantité de mouvement de l’atmosphère neutre
1.6.2 Perturbation atmosphérique itinérante (TAD)
1.6.3 Entraînement ionique (ion drag)
1.6.4 Effet Coriolis
1.7 L’ionosphère
1.7.1 Définition
1.7.2 Les couches de l’ionosphère
1.7.3 Émissions lumineuses (aurores et airglow)
1.7.4 Théorie de la dynamo ionosphérique
1.7.5 Conductivités ionosphériques
1.7.6 Orage magnétique
1.7.7 Orage ionosphérique
1.8 Irrégularités ionosphériques aux basses latitudes
1.8.1 Fontaine équatoriale et anomalie équatoriale
1.8.2 Bulles de plasma équatoriales (EPBs) et Pre Reversal Enhancement (PRE)
1.8.3 Equatorial Electrojet (EEJ)
1.9 Couplage électrodynamique entre les hautes et basses latitudes
1.10 Conclusion
2 Données et méthodologie
2.1 Introduction
2.2 L’expérience RENOIR
2.2.1 Présentation
2.2.2 Instrumentation
2.2.3 Analyse des données
2.3 Swarm
2.3.1 Description
2.3.2 Caractéristiques techniques
2.4 Données GPS
2.4.1 Description du système GPS
2.4.2 Mesure de la pseudo-distance
2.4.3 Mesure de phase
2.4.4 Le terme ionosphérique
2.4.5 Traitement des mesures GPS
2.4.6 Détermination du TEC à partir des pseudo-distances
2.4.7 VTEC pour la station de Rabat
2.5 Le modèle de vent horizontal
2.5.1 Base de données
2.5.2 Formulation mathématique
2.5.3 Entrées/sorties
2.6 Indices magnétiques
2.6.1 Indices Kp et Ap
2.6.2 Indice Dst
2.6.3 Indice Sym-H
2.6.4 Indice am
2.6.5 Indices d’activité aurorale AU, AL, AE, AO
2.7 Conclusion
3 Vents thermosphériques au Maroc : effets de l’activité géomagnétique
3.1 Introduction
3.2 Climatologies des vents thermosphériques nocturnes par des mesures FPI
3.3 Conclusion
4 Asymétrie interhémisphérique de l’EIA au Maroc : effets des vents méridionaux
4.1 Introduction
4.2 Méthodologie
4.3 Asymétrie interhémisphérique de l’anomalie d’ionisation équatoriale (EIA) dans le secteur africain sur 3 ans
4.3.1 Distribution latitudinale de la concentration électronique ionosphérique en fonction du temps local
4.3.2 Variabilité saisonnière de la concentration électronique ionosphérique
4.4 Effets des vents méridionaux sur l’asymétrie interhémisphérique de l’anomalie d’ionisation équatoriale en conditions calmes et perturbées
4.4.1 Quelques exemples typiques
4.4.2 Quantification de l’effet des vents méridionaux sur l’asymétrie des crêtes d’EIA
4.5 Conclusion
5 Orage géomagnétique du 22-23 juin 2015 et petites structures ionosphériques
5.1 Introduction
5.2 La réponse de la couple ionosphère-thermosphère pendant l’orage géomagnétique du 22-23 juin 2015
5.2.1 Contexte héliosphérique et géophysique
5.2.2 Résultats et discussion
5.3 La corrélation des concentrations électroniques relevées à bord de Swarm A et C
5.3.1 Méthodologie
5.3.2 Résultats préliminaires : effets de la latitude et de l’heure locale
5.3.3 Résultats préliminaires : recherche de la corrélation maximale
5.4 Conclusion