Les aurores polaires apparaissent, vues depuis la Terre, comme des taches ou des bandes de lumière, souvent striées, un peu comme des rideaux
lumineux se balançant dans un courant d'air. Elles sont surtout
de couleur verte ou rouge. On peut les observer pendant plusieurs dizaines de minutes.
On les observe à des latitudes voisines de 70 degrés, c'est
à dire en Scandinavie, au Nord de la Sibérie, au Canada, en
Alaska, ou -au Sud- aux abord du continent Antartique.
Ces lumières aurorales sont émises à des altitudes
comprises entre 80 et 150 kilomètres, dans l'ionosphère.
La lumière des aurores provient des collisions
entre des particules rapides provenant de la magnétosphère
et les atomes et ions de l'ionosphère.
Les aurores boréales sont les aurores polaires que l'on observe dans
l'hémisphère Nord.
Les aurores australes sont les aurores polaires que l'on observe dans
l'hémisphère Sud.
Régions de la magnétosphère dans laquelles sont piégées
des particules de haute énergie. Le piégeage de ces particules
est du au champ magnétique terrestre qui, sans ralentir les particules,
les force à décrire des boucles autour de la Terre. Les particules,
qui mettraient une fraction de seconde à traverser l'environnement
terrestre si elles allaient en ligne droite, peuvent rester
emprisonnées dans le champ magnétique terrestre pendant plusieurs semaines.
L'énergie de ces particules dépasse couramment le MeV, c'est à dire
l'énergie qu'aurait un électron accéléré
par un champ électrique d'un million de Volts.
Les particules des ceintures de radiation sont essentiellement des
rayons cosmiques qui ont été capturés (il y a plusieurs processus de capture).
Certaines particules de moindre énergie proviennent du vent solaire.
Champ de forces agissant sur la direction de la vitesse des particules
électriquement chargées.
De nombreux astres sont des sources de champ magnétique. Le Soleil a un champ magnétique très
variable et complexe.
La Terre, Mercure, Jupiter, Saturne, Neptune, Uranus ont un
champ magnétique permanent.
Le champ magnétique des planètes interagit fortement avec le vent solaire.
Parmi les astres plus lointains, de nombreuses étoiles jeunes ont un
champ magnétique très intense. Les pulsars (restes très denses d'étoiles
massives effondrées, en rotation très rapide) ont un champ magnétique très fort.
Il existe aussi des champs magnétiques à l'échelle des galaxies.
D'un point de vue plus quotidien, les aimants sont des sources de champ magnétique permanent.
Les électro-aimants (dans les moteurs électriques
par exemple) sont des aimants non permanents.
Le champ magnétique d'un aimant cylindrique est un
champ magnétique dipôlaire.
Le champ magnétique créé par certaines planètes du système solaire,
dont la Terre, est assez bien
décrit par un modèle de champ dipôlaire. Néanmoins, ce modèle n'est
valable qu'à proximité immédiate
de la planète, car au delà, il est déformé par l'influence du vent solaire.
Lors qu'un fluide (un gaz, un liquide ou un plasma) se propageant
plus vite que le son (ou que d'autres ondes importantes comme les ondes d'Alfvén pour un plasma)
rencontre un obstacle, il se créera en amont de l'obstacle une frontière au travers de laquelle
la vitesse du fluide passera brutalement en dessous de la vitesse de l'onde. C'est un choc.
Par rapport aux ondes de gravité (celles qui font les vagues à la surface de l'eau),
il y aura à l'avant des bateaux (si ils vont plus vite que les vagues) un choc, dit
choc d'étrave. Un choc d'étrave a lui même la forme d'une vague, qui se reforme continuellement.
En général, il y a dans la zone entre le choc et le bateau beaucoup de petits troubillons, vaguelettes,
et courants divers. On peut contempler aussi des chocs d'étrave en amont des piles de ponts,
lorsque la vitesse du cours d'eau est suffisament élevée (par exemple en amont d'un torrent ou lors d'une crue).
Un avion supersonique est précédé d'une onde de choc.
La terre, dans le vent solaire (plus rapide que les ondes sonores et que les ondes d'Alfvén)
est précédée d'une onde de choc.
C'est la partie très étendue de l'atmosphère solaire
qui est observable facilement lors des éclipses. Sa luminosité est due
à la diffusion de la lumière du soleil par les électrons
du plasma de la couronne (couronne K) et par des poussières (couronne F).
A deux rayons solaires de distance de la surface,
le plasma de la couronne solaire a une température d'environ 1 million
de degrés et une densité de l'ordre de 108 particules par
centimètres cubes. La couronne est un milieu fluctuant dans lequel
apparaissent des structures très diverses, souvent liées à
des modifications du champ magnétique (jets coronaux, trous coronaux,
boucles coronales, arches magnétiques, points brillants etc...).
Une des grandes questions scientifiques sur la couronne solaire
concerne son chauffage : la couronne reçoit de l'énergie
de la photosphère et de la chromosphère, deux couches atmosphériques
situées très près de la surface du soleil. La photosphère et la chromosphère,
plus denses que la couronne, ont une température
voisine de 6000 degrés. Comment ces régions peuvent-elles chauffer
la couronne à 1 million de degrés ?
Les comètes sont des petits corps (de l'ordre du kilomètre)
composés de glace enrichie de poussières et de molécules (C2, CN, CH, NH2, OH...).
Les comètes tournent autour du soleil, l'aphélie (=plus grande distance au soleil) est généralement située
bien au delà des orbites des planètes.
Cetaines comètes ont une orbite très allongée et se rapprochent
périodiquement du Soleil.
Lorsqu'elles sont assez près du Soleil, une partie de la glace dont elles
sont composées s'évapore. Il se crée un halo gazeux autour de la comète,
repoussé par le vent solaire de façon à engendrer une queue composée
de gaz, de plasma et de poussières. La queue, très grande (quelques millions de kilomètres), est alors observable depuis la Terre.
On observe en moyenne une dizaine de passages de comètes chaque année.
Appareil servant à détecter la présence de particules de
haute énergie,
notamment utilisé pour la détection de matèriaux radio-actifs
(puisque ceux-ci émettent des particules de haute énegie).
Des compteurs Geiger furent embarqués à bord des premiers satellites
artificiels. Actuellement, l'analyse des particules est faite à l'aide
de spectromètres capables d'analyser non seulement le nombre de particules,
mais aussi leur masse, leur énergie et leur direction.
Les cornets polaires sont deux régions de la magnétosphère situés dans le
prolongement des pôles magnétiques. A cause des déformations des lignes de champ magnétique dues
à l'interaction entre le champ magnétique terrestre et le vent solaire,
ils sont situés du coté jour de la magnétosphère.
Il y en a un au Nord et un au Sud.
La frontière de la magnétosphère, la magnétopause, n'a pas les mêmes propriétés au
dessus des cornets polaires qu'ailleurs. En effet, des particules chargées
issues du vent solaire peuvent entrer dans la magnétosphère en passant par
les cornets polaires.
Une fois entrée, cette matière n'est pas précipitée vers l'inosphère, mais chassée
vers la queue de la magnétosphère, en passant par une région appellée le manteau.
C'est seulement après des pérégrinations assez complexes qu'une partie de cette matière
se trouvera précipitée vers l'ionosphère pour "allumer" des aurores polaires.
Lorsque l'on bouscule un atome ou une molécule
(avec un photon, un électron ou un autre atome ou une molécule),
on lui apporte une certaine quantité d'énergie.
L'atome (ou la molécule...)
garde une partie de cette énergie, c'est l'excitation.
Quelques instants
plus tards (parfois cela se chiffre en milliardièmes de secondes),
l'atome rend une partie (ou la totalité) de cette énergie en émettant un photon (particule de lumière).
C'est la désexcitation. La couleur de la lumière associée à ce photon dépend de son énergie. Un atome donné ne peut pas
réémettre un photon de n'importe quelle énergie (ou couleur).
Les couleurs que peuvent réémettre les atomes correspondent
à des règles très précises, que l'on connait, et qui sont différentes
pour chaque type d'atome. En analysant précisément
les couleurs des aurores polaires, on est donc capable de déduire à quels atomes ils sont dus (oxygène, azote). Cette méthode d'analyse s'appelle la spectrographie.
C'est une méthode connue et employée depuis le siècle dernier
(bien que son fondement
théorique n'ait été compris qu'au vingtième siècle).
Une région de l'espace ou règne un champ magnétique élevé tend à s'opposer à
la venue des particules électriquement chargées. Cet effet s'appele l'effet
diamagnétique.
A titre d'exemple (important), certaines régions de la magnétosphère de la Terre, comme
les lobes, ont un champ magnétique significativement plus élevé que dans le milieu
interplanétaire. Bien que ces régions soient reliées à l'ionosphère (relativement dense)
de la Terre, les lobes sont des régions plus vides (0.01 particule par centimètre cube)
que l'espace interplanétaire (5 particules par centimètre cube). Les lobes sont
peut être les régions les plus vides que l'on ait jamais exploré.
D'une facon générale, la magnétosphère est globalement moins dense que le
milieu interplanétaire, c'est un conséquence de l'effet diamagnétique.
Dernière couche atmosphérique. Au contraire des couches situées en dessous
(troposphère, stratosphère, mésosphère), l'ionosphère est un mélange
de gaz neutre et de plasma. Le chauffage de l'ionosphère (jusqu'à 10 000 degrés) et la création du plasma sont principalement dûs à l'absorption
des rayonnements ultra-violets en provenance du Soleil. Au dessus de l'ionosphère se trouve la magnétosphère, exclusivement composée
de plasma très peu dense.
L'ionosphère terrestre est comprise entre 100 et 500 km d'altitude, et la concentration électronique maximale de 106 électrons/cm3 se situe vers 300 km d'altitude.
Deux regions situées dans la queue de la magnétosphère ou le plasma est très peu dense
(le moins dense de la magnétosphère, moins de 0,1 particule par centimètre cube)
et où le champ magnétique n'est pas du tout négligeable.
Les deux lobes (un au Nord, l'autre au Sud) entourent la couche de plasma.
C'est la zone autour des planètes magnétisées, située au delà de l'ionosphère
dont la dynamique est contrôtrolée par le champ magnétique
de la planète.
La magnétosphère est plongée dans le vent solaire,
et déformée par celle-ci :
sa forme très allongée, comprimée du coté du soleil
(coté jour) et étirée du coté nuit, un peu comme la queue d'une comète. C'est un milieu
très dilué, même moins dense que le milieu interplanétaire qui l'entoure. Les magnétosphères sont remplies de plasma
(sauf celle de Mercure) qui interagit fortement avec le champ magnétique.
Les magnétosphères sont séparées du vent solaire
par une frontière de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur : la magnétopause.
En l'absence de vent solaire, le champ magnétique terrestre
serait dipôlaire. Du fait de la présence du vent solaire
les lignes de champ sont déformées et ont l'aspect
montré ci contre -->
Pour en savoir plus ...
Frontière entre la magnétosphère,
dominée par le champ magnétique de la planète,
et le milieu interplanétaire, dominé par le vent solaire.
La magnétopause est une frontière relativement étanche en ce sens qu'elle
empèche la majeure partie du vent solaire de pénétrer dans l'environnement Terrestre.
Région située dans la queue de la magnétosphère, sous la magnétopause, à l'extérieur
des lobes. C'est une région plus dense que les lobes.
On y mesure des flux de matière importants principalement dirigés dans la direction
opposée à la Terre et au Soleil ("tailward motion" en anglais).
L'effet maser serait peut être le processus d'émission
du rayonnement radio kilométrique terrestre.
Le maser est un moyen d'obtenir des rayonnements radio
intenses et limité à une gamme de fréquence très étroite.
Il est fondé sur l'usage simultané
d'un dispositif qui sélectionne une fréquence
(cavité résonnante) et un mécanisme
mettant la matiére dans un état instable propice à l'amplification
des ondes (inversion de population).
L'effet maser, qui concerne les ondes radio,
présente de nombreuses analogies avec l'effet laser, qui s'applique
aux ondes lumineuses.
L'effet maser a tout d'abord été exploité pour construire des
sources d'émission de micro-ondes
(longueur d'onde de quelques centimètres).
Ces micro-ondes sont employées entre autres dans les
fours du même nom, et pour les radars.
La découverte de masers naturels est très récente. Outre la Terre,
Jupiter et Saturne, certaines étoiles sont des radio-sources qui seraient peut être dues à l'effet maser.
Corps solides orbitant dans l'espace interplanétaire autour du Soleil.
Les micrométéorites ont une masse inférieure au millionième de grammme.
Les micrométéorites sont des objets extrèmement courants, il en tombe
plusieurs tonnes chaque jour sur Terre.
Les ondes sont des modifications des propriétés physiques d'un milieu. Ces modifications
se propagent. La vitesse de propagation est appelée vitesse, ou célérité de l'onde.
Les ondes peuvent avoir des formes extrèmement variables,
mais on parvient en général à les décomposer en une somme d'ondes plus simples, dont la forme
est sinusoidale. Ces sinusoides ont différentes longueurs (longueurs d'onde), différentes amplitudes,
et il y a plusieurs formes de décalages entre deux sinusoides (phase de l'onde).
L'étude des ondes sinusoidales est généralement plus simple que celle des ondes de forme quelconque.
L'opération mathématique qui permet de décomposer une onde en une somme de sinusoides
s'appelle la transformée de Fourier.
Il y a plusieurs types d'ondes, qui dépendent de quelle propriété physique du milieu
est modifiée, et comment elle se propage.
Les ondes de lumière (celles qu'on voit avec nos yeux) sont des modifications du champ
électrique et magnétique. Elles se propagent (dans le vide) à la vitesse c=299 000 km/s.
On peut décomposer les ondes de lumière en ondes sinusoidales dont la longueur d'onde est comprise entre
0.3 et 0.8 micromètres.
Les ondes radio, les microondes, les infrarouges, sont de même nature que les ondes de lumière, mais
leurs longueurs d'ondes sont plus grandes.
Les rayons ultraviolets, X, gamma sont de même nature que les ondes de lumière,
mais de longueur d'onde plus courte.
Dans un milieu non vide, il s'exerce des forces de pression au sein de la matière.
Les ondes sonores propagent des variations de pression.
Dans l'air (aux conditions ordinaires de pression et de température) les ondes sonores
se propagent à 300 m/s, et leurs longueurs d'ondes sont de l'ordre du mètre.
On peut les capter avec nos oreilles (elles sont faites pour cela !).
Dans des milieux moins denses, comme le plasma interplanétaire, des ondes sonores se propagent.
Leur longueur d'onde est de l'ordre de plusieurs centaines de kilomètres,
leur vitesse de l'odre de 50 km/s (au voisinage de la Terre). On ne peut pas les entendre.
Dans ces milieux, qui sont des plasmas, les modifications de pression qui caractérisent les
ondes sonores sont accompagnées de modifications du champ éléctrique. On peut donc capter
les ondes sonores des plasmas spatiaux avec des antennes électriques.
Dans les plasmas ou existe un champ magnétique, il existe des ondes qui propagent
des modifications du champ magnétique.
Il en existe trois sortes.
L'onde d'Alfvén (découverte par Annes Alfvén vers 1940) propage un
changement de direction du champ magnétique.
Deux autres ondes, les ondes magnétosonores lente et rapide, propagent
une modification du champ magnétique associée à une modification de la pression
(d'où leur epithète magnétosonore).
Ces ondes jouent un rôle extrèmement important dans les plasmas.
Les particules sont les constituents de matière les plus petits
que l'on a besoin de considérer. Quand on étudie un gaz
(l'air par exemple), les particules sont des atomes ou des assemblages
d'atomes, les molécules. Dans un plasma spatial,
les particules sont des
électrons, et des ions chargés positivement
(des atomes auxquels il manque un ou des électrons).
Dans le vent solaire par exemple, les particules sont principalement des électrons, des ions hydrogène
(= des protons =des atomes d'hydrogène privés de leur électron), et un peu d'ions d'hélium (privés de leurs deux électrons).
Dans la magnétosphère, les particules sont surtout des
électrons, des ions hydrogène, un peu d'ions oxygène,
et des ions d'hélium (privés d'un seul électron).
Comme un plasma est électriquement neutre, il contient autant de
particules ayant une charge électrique négative (électrons)
que de charges positives (portées par les ions).
Gaz composé exclusivement (ou presque) de particules électriquement chargées.
Les plasmas ont à la fois les caractéristiques d'un fluide et d'un
conducteur d'électricité. Bien rares à l'état naturel sur Terre
(foudre, étincelles, certaines flammes), c'est un des états de la matière
les plus courants dans l'univers.
Le vent solaire, les magnétosphères des planétes,
les couronnes d'étoiles, sont constituées de plasma.
Pour en savoir plus sur les plasmas...
La partie lointaine
de la magnétosphère
qui surplombe les régions de la Terre où il fait nuit.
La queue est en aval de la Terre par rapport à la direction
de l'écoulement du vent solaire.
La queue est une région très vaste, et très étirée. Elle s'étend
jusqu'à plusieurs centaines de rayons terrestres,
largement au delà de l'orbite de la lune (60 rayons Terrestres).
La queue comprend les lobes, la couche neutre ou couche de plasma,
une partie du manteau et elle est limitée par une partie de la magnétopause.
C'est une région complexe dont la configuration peut changer brutalement
en quelques dizaines de minutes
(sous orages).
Particules chargées très rapides en provenance du milieu interstellaire.
Ces particules sont surtout des protons (85%), des noyaux d'Hélium (14%),
des électrons (1%) et d'autres noyaux atomiques. Leur énergie est typiquement de 1 GeV (l'énergie qu'aurait un électron accélré par un champ électrique de un milliard de Volts), mais elle monte parfois jusqu'a
1011 GeV. Ces particules pourraient avoir été accélérées
lors d'explosions de Supernovae.
Le Soleil émet aussi des particules de haute énergie, mais généralement
très inférieure au GeV.
Le milieu interplanétaire est balayé en permanence par un vent de particules
électriquement chargées en provenance du Soleil. Ce vent est très peu dense (10 particules par centimètre cube), mais très rapide (400 à 800
km/s). C'est un vent supersonique (il se déplace plus vite que les ondes sonores). Le vent solaire est composé principalement d'électrons,
de protons et de noyaux d'Hélium.
Le vent Solaire est très fluctuant, il connait des sortes de tempètes
(éruptions solaires) liées à l'activité de l'astre lui même.
Le vent solaire est traversé par des ondes de choc.
Il est émetteur d'émissions radio.
Le Soleil n'est pas la seule étoile à souffler du vent. D'autres étoiles émettent un vent,
en général constitué de plasma. Les étoiles jeunes magnétisées soufflent
des vents beaucoup plus forts que le vent solaire.
Régions où l'on observe communément des aurores.
Les aurores résultent de la luminescence de la haute
atmosphère due à la désexcitation des molécules de
l'atmosphère. Les molécules sont préalablement excitées
par des électrons énergiques provenant de la magnétosphère
et "précipités" vers l'atmosphère.
Les zones aurorales constituent deux régions circulaires autour de pôles
Nord et Sud.
auteur : Fabrice Mottez.
version HTML: Juillet 1998, dernière modification : juillet 2001.
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C'est la partie très étendue de l'atmosphère solaire
qui est observable facilement lors des éclipses. Sa luminosité est due
à la diffusion de la lumière du soleil par les électrons
du plasma de la couronne (couronne K) et par des poussières (couronne F).
A deux rayons solaires de distance de la surface,
le plasma de la couronne solaire a une température d'environ 1 million
de degrés et une densité de l'ordre de 108 particules par
centimètres cubes. La couronne est un milieu fluctuant dans lequel
apparaissent des structures très diverses, souvent liées à
des modifications du champ magnétique (jets coronaux, trous coronaux,
boucles coronales, arches magnétiques, points brillants etc...).
Une des grandes questions scientifiques sur la couronne solaire
concerne son chauffage : la couronne reçoit de l'énergie
de la photosphère et de la chromosphère, deux couches atmosphériques
situées très près de la surface du soleil. La photosphère et la chromosphère,
plus denses que la couronne, ont une température
voisine de 6000 degrés. Comment ces régions peuvent-elles chauffer
la couronne à 1 million de degrés ?
En l'absence de vent solaire, le champ magnétique terrestre
serait dipôlaire. Du fait de la présence du vent solaire
les lignes de champ sont déformées et ont l'aspect
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