Les aurores polaires - Histoire de l’étude scientifique des aurores polaires

Une des premières mentions du terme « aurore boréale » remonte à une correspondance de Galilée datant de 1620. Les scientifiques de l’époque commencent à s’intéresser au phénomène, mais les lacunes théoriques de la physique ne permettent pas de l’aborder sereinement. Il faut attendre les progrès du XVIII^e siècle, en particulier en optique et dans les domaines du magnétisme et de l’électricité pour commencer à apporter des éléments d’analyse satisfaisants.

En 1820, Jean-Baptiste Biot analyse la lumière des aurores et démontre qu’elle n’est pas polarisée. Or, on sait à cette époque que tous les phénomènes lumineux atmosphériques (que l’on regroupe sous le terme de « météores »), basés sur des phénomènes purement optiques tels que la réfraction, la diffusion ou la réflexion induisent un certain degré de polarisation. La découverte de Biot permet donc d’exclure une origine purement optique comme mécanisme de formation des aurores.

La fin du XIX^e siècle voit se développer les missions scientifiques à destination des pôles, tant pour des raisons scientifiques que politiques (les pôles étant considérés comme des points stratégiques dans le développement militaire). En 1860, Elias Loomis, un météorologue américain de l’université de Yale publie la première carte connue de fréquence d’apparition des aurores boréales (figure 1).

Source : http://www.phy6.org/ Figure 1. Carte de la fréquence d’apparition des aurores boréales établie par Elias Loomis (1860)

La bande sombre correspond à une fréquence d'au moins 80 aurores par an.

Cette première carte est complétée quelques années plus tard (1881) par la carte du géologue allemand Hermann Fritz, dont le décompte est beaucoup plus précis et plus documenté, s’étendant notamment sur une période de relevés plus longue (figure 2). La première ligne correspond à une fréquence d'au moins 100 aurores par an.

Ces deux cartes présentent un motif identique, à savoir que les aurores se répartissent en fréquence d’apparition dans une sorte d’anneau centré autour du pôle nord magnétique et passant (sous nos longitudes) par la Laponie ; ainsi, Fritz compte plusieurs centaines d’aurores par an dans cette région du monde. Au fur et à mesure que l’on descend en latitude, la fréquence d’apparition des aurores diminue, pour ne plus être que d’environ deux par an en France.

Source : http://www.phy6.org/ Figure 2. Carte de la fréquence d’apparition des aurores boréales établie par Hermann Fritz (1881)

De manière intéressante, on remarque aussi que la fréquence des aurores diminue lorsqu’on se rapproche du pôle nord magnétique, pour être quasiment nulle au niveau de celui-ci. De part sa forme, la bande présentant le maximum de fréquence des aurores (zone foncée sur la carte de Loomis) a reçu le nom d’ovale auroral.

Si l’on dresse un bilan de l’état des connaissances sur les aurores boréales à la fin du XIX^e siècle, voilà ce que l’on sait :

Il se trouve qu’en cette fin de XIX^e siècle, un physicien norvégien du nom de Kristian Birkeland travaille justement sur ces « rayons de cathodes ».

Birkeland a l’idée de fabriquer un dispositif d’étude des rayons cathodiques présentant une géométrie particulière : une boule métallique au centre de laquelle est placée un aimant droit, placée dans une chambre à vide, contenant par ailleurs une cathode métallique, le tout étant relié à un générateur haute tension permettant d’établir une différence de potentiel de quelques kiloVolts entre la cathode et la boule (figure 3). Il baptise son invention Terrella (signifiant « petite Terre » en latin), en l’honneur d’une expérience du même nom du physicien Gilbert servant à expliquer l’orientation de l’aiguille d’une boussole à la surface du globe terrestre.

Figure 3. Le physicien norvégien Kristian Birkeland devant une des ses nombreuses Terrella

La figure 4a montre une des premières observations de Birkeland. L’image étant formée sur une plaque photographique, les contrastes sont inversés ; ainsi, l’anneau sombre correspond à un anneau brillant observé par Birkeland autour d’un pôle de la sphère magnétisée.

Connaissant la carte de Fritz, Birkeland tient là l’explication du phénomène des aurores boréales : ce sont des rayons de cathodes issus du Soleil qui provoquent des émissions lumineuses (spectre de raies) dans l’atmosphère terrestre ! Il est remarquable de constater que l’ovale auroral dessiné par les cartes de Loomis et Fritz et observé par Birkeland à la fin du XIX^e siècle ne sera imagée que près d’un siècle plus tard par le satellite d’observation Dynamic Explorer(figure 4b).

Figure 4. Similitudes entre (a) l'ovale observé dans la Terrella et (b) l’ovale auroral imagé près d’un siècle plus tard par le satellite Dynamic Explorer.

Les expériences de Birkeland permettront même d’envisager l’existence d’un second ovale autour du pôle sud (figure 5), ce qui sera rapidement confirmé par l’observation. Grâce à son invention, Birkeland a réussi à expliquer en grande partie la nature des aurores polaires (boréales dans l’hémisphère nord, australes dans l’hémisphère sud).

Figure 5. Observation simultanée des ovales nord et sud dans la Terrella de Birkeland

La figure 6 présente une structure en coupe sommaire du Soleil. Celui-ci est découpé en plusieurs couches concentriques différenciées par leurs propriétés physiques.

Source : Wikipedia/ Figure 6. Structure sommaire du Soleil

On trouve ainsi successivement :

Outre les photons balayant tout le spectre électromagnétique, le Soleil dissémine aussi en permanence dans l’espace des particules chargées, protons et électrons. L’astrophysicien Parker montra en 1955 que cette émission de particules a lieu selon un flux plus ou moins continu qu’il baptisa vent solaire.

On estime à environ 10¹⁴ kg la masse perdue par jour par le Soleil sous forme de vent solaire, ce qui correspond à environ 20% de la masse perdue par rayonnement. La densité moyenne de particules à 1 UA est d’environ 5 ions et 5 électrons par cm³ dans le plan de l’écliptique.

La vitesse moyenne du vent solaire électronique est d’environs 400 km/s, ce qui correspond à une énergie moyenne de 0,5 eV. Or, la tension appliquée par Birkeland dans son expérience pour observer des émissions lumineuses était de l’ordre du kV.

On comprend dès lors aisément que cette énergie est très insuffisante pour conduire à la formation d’aurores. En fait, un électron du vent solaire qui pénétrerait directement dans l’atmosphère terrestre serait arrêté dans les premiers kilomètres sans produire aucune émission lumineuse visible.

Pour pouvoir voir des aurores polaires, il faut donc qu’il y ait un (ou des) mécanisme(s) d’accélération qui permettent d’obtenir des énergies beaucoup plus élevées. Ces mécanismes trouvent leur origine dans la magnétosphère terrestre, dont la figure 7 présente une coupe schématique simplifiée. Ce schéma reste cependant assez complexe, avec de nombreux éléments qu’il convient d’expliciter.

Le champ magnétique terrestre est en première approximation dipolaire. Sa représentation ressemble alors à celui d’un aimant droit ; on peut le voir comme un empilement de « coquilles ellipsoïdales » à trois dimensions. Seulement, ce champ est perturbé par le champ moyen du Soleil : il est comprimé du côté de celui-ci, et présente un allongement côté nuit, appelé « magnétoqueue ». La zone d’influence de la magnétosphère terrestre est limitée par la magnétopause, celle-ci constituant un « arc de choc » (bow shock) côté jour.

Source : NASA Figure 7. Représentation schématique simplifiée de la magnétosphère terrestre

Les particules chargées du vent solaire arrivant en direction de la Terre voient en première approximation un champ magnétique dipolaire qui va avoir pour effet de les dévier : vers l’Est pour les ions positifs, vers l’Ouest pour les électrons. La conséquence principale de cette séparation de charges est la création d’un champ électrique global traversant la magnétosphère.

Côté nuit, la magnétospause est une frontière assez poreuse, et les particules chargées vont pouvoir pénétrer dans la magnétosphère. Les mouvements des particules sont alors assez complexes, et des instabilités locales vont faire apparaître plusieurs zones de stockage des particules qui diffèrent par leur propriétés physiques : feuillets de plasma, plasmasphère, ceintures de radiation (ou de Van Allen), anneau de corotation, etc.

La zoologie de toutes ces zones n’a que peu d’intérêt ici. Ce qu’il faut retenir, c’est que la magnétosphère contient plusieurs « zones de stockage » dans lesquelles les particules issues du vent solaire vont résider un certain temps, en subissant un certain nombre de processus d’accélération, dûs au gradient de champ magnétique existant, mais surtout aux différents et complexes champs électriques présents, dont le champ global cité précédemment (notons qu’un des ces courants magnétosphériques porte le nom de courant de Birkeland). Il en résulte un réservoir de particules chargées (principalement des électrons) énergétiques à proximité de la Terre.

Ces particules « en attente » dans la magnétosphère vont pouvoir précipiter dans l’atmosphère terrestre à l’occasion d’évènements perturbés : les sous-orages magnétiques. La forme de la magnétosphère terrestre présenté sur la figure 7 correspond à un état moyen, lorsque le Soleil est calme.

Or, le Soleil présente une activité magnétique très variable, avec de très fortes variations temporelles et spatiales. Ces variations vont se propager dans le vent solaire, modifiant le champ magnétique interplanétaire et perturbant fortement le champ magnétique terrestre, notamment côté nuit. Apparaissent alors des zones de reconnexion magnétique (les lignes de champ, plutôt que de former une longue magnétoqueue stable, rebouclent à proximité de la Terre) permettant l’entrée massive de particules dans l’atmosphère. Celles-ci vont alors suivre en spiralant les lignes de champ magnétique, qui vont les guider vers un des deux pôles magnétiques.

Les particules (principalement des électrons) vont alors interagir avec les constituants de l’atmosphère vers une altitude située entre 80 et 200 km : elles se « déposent » alors dans une bande située autour du pôle magnétique : c’est l’ovale auroral.

Les particules chargées interagissent avec les constituants de l’atmosphère, conduisant à création d’émissions lumineuses : c’est la naissance des aurores polaires.

Tout comme pour les nuages, il existe toute une « zoologie » des aurores polaires, décrivant leur forme et leur dynamique : en arc, en bande, en couronne ; diffuse, discrète ; calme, active, pulsante, etc.

Toutes ces variations dans la forme et la dynamique sont dues à la nature locale du champ magnétique, elle-même imputable aux caractéristiques du sous-orage magnétique. Ces structures sont donc difficilement prévisibles, et cette classification a surtout pour but de décrire les aurores.

La couleur des aurores est plus facilement compréhensible, et est directement reliée à la nature des espèces présentes dans l’atmosphère. La figure 8 offre un panel des différentes couleurs visibles dans les aurores polaires.

Figure 8. Panel des différentes couleurs visibles dans les aurores polaires

On trouve ainsi principalement :

À noter qu’en plus de ces émissions bien visibles, les aurores émettent dans l’ultra-violet et dans l’infrarouge. Moins joli pour l’œil humain et le photographe, mais tout aussi intéressant pour le scientifique pour pouvoir étudier les aurores…