Comprendre les aurores boréales
Introduction
Les aurores boréales et australes ont pour origine un processus naturel extrêmement complexe. Bien que ce processus recèle encore bien des secrets (la Nasa a envoyé de nouveaux satellites en mars 2015 pour encore mieux les comprendre), en voici les principaux points clefs.
N’étant pas physicien professionnel, cet article est une vulgarisation issue de mes lectures et des échanges que j’ai pu avoir avec des professionnels Norvégiens.
Un peu d’histoire…
Croyances et légendes
Pour expliquer la formation des aurores boréales, les civilisations arctiques ont depuis tous les temps imaginé de nombreuses légendes. Les Sami racontent que c’est la neige soulevée par la queue du renard polaire qui monte vers le ciel pour former les aurores. Quant aux Inuits du Groenland, ils racontent que ce sont les âmes des morts qui jouent avec le crâne des morses…
Les peuples asiatiques ont aussi leurs croyances. 2000 ans avant J.C, une impératrice Chinoise avait du mal à concevoir un enfant. On raconte que quelque temps après avoir vu une aurore boréale dans le ciel de son pays, elle tomba enceinte. C’est pourquoi on rencontre de nombreux couples asiatiques en Laponie l’hiver : concevoir sous une aurore boréale offrirait à son enfant un fantastique destin.
Fridtjof Nansen
Les explorateurs polaires ont été les premiers à raconter aux contrées civilisées la beauté des aurores. Un des plus célèbres, Fridtjof Nansen, a tenté d’atteindre le pôle Nord avec son bateau le « Fram » en 1895-96, en utilisant la dérive de la banquise.
Pendant ce temps, il écrivit un livre « Vers le pôle » (« Farthest North », à feuilleter ici sur le site de la BNF) contenant des récits et illustrations d’aurores boréales.
Un musée lui a également été consacré à Oslo. Le Fram y est exposé.
Kristian Birkeland
Kristian Birkeland est un physicien norvégien connu pour avoir été le premier en 1895 à reproduire des aurores en laboratoire lors d’expériences « Terella » (petite Terre en latin). Il découvrit que les aurores polaires résultaient d’une interaction entre les particules de vent solaire et le champ magnétique terrestre. Les nombreuses contributions à la science de Kristian Birkeland l’ont amené à être proposé 8 fois au prix Nobel : quatre fois en chimie et quatre fois en physique.
La Norvège lui a rendu hommage en créant un billant de 200 couronnes (l’équivalent du billet de 20 euros chez nous) à son effigie. Il est décoré de dessins rappelant ses expériences, ses découvertes, et les aurores boréales.
Du côté du Soleil…
Le vent solaire
Les aurores boréales ont pour origine le Soleil. Celui-ci éjecte un flux continu de plasma (du gaz électriquement chargé) dans toutes les directions autour de lui. Sa consistance (densité, vitesse) est liée à l’activité solaire : explosions, trous coronaux…
La zone d’influence de ce vent s’appelle l’héliosphère et elle s’étend bien au-delà de l’orbite de Pluton. La fin de cette zone s’appelle l’héliopause. La sonde Voyager 1, lancée en 1977, l’a atteint en 2002 après 25 ans de voyage.
Les taches solaires
Les taches sont le siège de puissants phénomènes magnétiques à la surface du soleil. Ceux-ci freinent les phénomènes de convection qui se produisent sous la surface du soleil, ce qui a pour effet de refroidir la zone de gaz qui se trouve autour. Comme le gaz y est moins chaud, il est moins lumineux et donc plus sombre : ce sont les taches solaires.
Cependant, les taches ne sont pas forcément à l’origine des aurores boréales. Celles-ci sont de simples régions de gaz plus froids que les gaz environnants. Pour qu’une tache soit susceptible de former une aurore boréale sur Terre, il faut une éruption, puis peut-être une éjection de masse coronale.
Éruptions et éjections de masse coronale
Les éruptions puis les éjections de masse coronale ont souvent pour origine les taches solaires. Celles-ci se forment souvent par paires : une tache correspond à un pôle nord magnétique, l’autre au pôle sud. Il se forme alors de puissants arcs magnétiques, autour desquels du plasma peut s’agréger après une éruption. Lorsque le champ magnétique ne peut plus assurer la cohérence de l’arc, celui-ci se rompt et va libérer violemment tout le plasma qu’il contenait dans l’espace : c’est l’éjection de masse coronale (CME : Coronal Mass Ejection). Si le plasma est libéré en direction de la Terre, une aurore boréale peut se produire quelques jours plus tard.
Les trous coronaux
Les trous coronaux sont des zones où les lignes du champ magnétique du Soleil sont ouvertes vers l’espace. Le plasma solaire n’est alors pas retenu et un flux continu est éjecté vers l’espace. Les trous coronaux sont de véritables portes ouvertes vers l’intérieur du Soleil : ils peuvent aussi être à l’origine des aurores boréales s’ils font face à la Terre.
Le cycle solaire
Depuis que le Soleil est observé et étudié, il a été constaté qu’un pic de formation de taches solaires se produisait tous les 11 ans. Mais même au plus faible de ce cycle solaire, il est tout à fait possible d’observer de magnifiques aurores boréales sur Terre. Elles ont pour origine les trous coronaux, qui apparaissent très régulièrement à la surface du Soleil.
Sur Terre…
L’atmosphère terrestre
L’atmosphère est l’enveloppe gazeuse qui entoure la Terre. Elle est composée à 78 % de diazote (N2) et de dioxygène (O2). L’atmosphère est composée de différentes couches (v. illustration à droite) et il est admis que l’altitude de 100 kilomètres (la limite de Karman) sépare l’atmosphère de l’espace.
L’ionosphère
L’ionosphère est la dernière couche atmosphérique terrestre. Elle s’étend de 50 à 1000 kilomètres au-dessus de la surface, chevauchant la mésosphère, la thermosphère et l’exosphère (v. illustration à droite). L’ionosphère est un plasma, des ions oxygène atomique et d’azote atomique baignent dans une « soupe » d’électrons :
- L’oxygène atomique et l’azote atomique proviennent d’un phénomène de dissociation du dioxygène et du diazote, provoqué par les rayonnements UV et X émis par le Soleil.
- Ce rayonnement provoque également une ionisation (une perte d’électrons) de ces atomes (la « soupe » d’électrons).
La magnétosphère
Une magnétosphère correspond à la région se trouvant sous l’influence du champ magnétique d’une planète. Il est produit par l’agitation de son noyau métallique. La magnétosphère se trouve au-dessus de l’ionosphère. Les magnétosphères n’ont pas de limites d’altitude réellement fixées : le champ magnétique est constamment déformé par le vent solaire que subit une planète.
Les magnétosphères sont de véritables écrans protecteurs pour les planètes. Ainsi, Mars, dont le noyau est devenu très peu actif au fil du temps, possède une magnétosphère très faible. En conséquence, toute son atmosphère a été soufflée par le vent solaire, et l’eau qui s’y trouvait s’est évaporée dans le cosmos.
La formation des aurores boréales
L’émission de lumière
Les particules de plasma solaire pénètrent dans l’ionosphère au niveau des pôles. Elles y sont guidées par les lignes de champs magnétiques qui y sont présentes. En empruntant ces lignes de champs, les particules de plasma vont exciter sur leur passage les ions de l’ionosphère, qui vont alors émettre de la lumière.
Les ovales auroraux
Les particules de plasma arrivent sur Terre au niveau des pôles. Elles se déplacent en suivant des circuits électriques complexes reliant la magnétosphère à l’ionosphère. Birkeland fut le premier à soupçonner l’existence de ces circuits, mais le modèle qu’il a alors proposé a été complété depuis.
Mis bout à bout, ces circuits électriques forment un cercle autour des pôles magnétiques. Un ovale lumineux va alors se former : c’est l’ovale auroral.
L’ovale auroral se forme aussi bien au Sud qu’au Nord : on parle donc d’aurore australe quand l’aurore se forme au Sud (autour du pôle Nord magnétique), et d’aurore boréale quand l’aurore se forme au Nord (autour du pôle Sud magnétique).
La déformation de l’ovale auroral côté nuit
Les aurores boréales les plus brillantes se produisent toujours du côté nuit (v. photo ci-dessus). Ce qui est plutôt paradoxal, car c’est le côté jour de la Terre qui est le plus exposé au Soleil. Le schéma ci-dessous va nous aider à mieux comprendre le phénomène : la structure complexe de la magnétosphère terrestre.
Lors de l’arrivée d’une tempête solaire sur magnétosphère (c’est un « orage magnétique »), deux scénarios se produisent :
- 1. Les particules de la tempête s’engouffrent par les cornets. Ce scénario ne peut donner lieu à des aurores brillantes, car la base des cornets polaires est très étroite et le champ magnétique y est très puissant. Très peu de particules pénètrent donc dans l’ionosphère par ce chemin. D’autre part, la base des cornets polaires se trouve du côté jour de la Terre.
- 2. Le scénario suivant explique la formation des aurores brillantes et sa description est ici simplifiée. Consultez mes références pour plus de détails.
Les particules de plasma sont alors repoussées dans la plasmagaine (v. schéma ci-dessous), côté nuit.
La plasmagaine est séparée en 2 parties (supérieure et inférieure) par une gaine neutre. Lors d’une forte tempête solaire, elles vont se remplir. Sous la pression des couches supérieures de la magnétosphère (lobes), les 2 plasmagaines vont aussi s’étirer. Ces 2 effets combinés vont avoir pour effet de comprimer la gaine neutre. Les parties inférieures et supérieures vont alors se rejoindre : il se produit un violent phénomène magnétique, la « reconnexion ».
Cette reconnexion va catapulter des particules de plasma vers l’ionosphère : c’est le « sous orage magnétique ». Les particules sont alors accélérées et vont pénétrer en nombre et dans l’ionosphère, ce qui produira des aurores brillantes. Ce phénomène est toutefois encore mal compris par les scientifiques.
Enfin, précisons qu’il peut y avoir un sous orage magnétique même quand aucun orage magnétique n’est arrivé sur Terre. L’orage magnétique crée juste des conditions favorables pour qu’un sous-orage magnétique se produise. On peut donc observer des aurores même quand il n’y a pas de tempête solaire. Elles seront cependant moins brillantes et moins longues.
La position des ovales
Les ovales auroraux se forment autour des pôles magnétiques et ont une largeur variant de 500 à 1000 kilomètres environ. Toutefois, leur diamètre va varier en fonction du point où va se produire la reconnexion magnétique côté nuit (v. précédemment). Plus elle se fait loin, et plus les lignes de champs magnétiques sont tirées, ce qui a pour effet de tirer plus au sud (ou plus au nord pour les aurores australes) les ovales auroraux.
Par conséquent :
- Lors d’un fort sous orage, un observateur qui se trouve trop au nord verra l’aurore sur l’horizon Sud.
- Lorsque le sous-orage n’est pas suffisamment fort, un observateur situé trop au sud verra l’aurore sur l’horizon Nord.
En résumé…
La vidéo suivante est intéressante car elle montre bien l’enchaînement des phénomènes qui sont à l’origine des aurores sur Terre. Elle est montrée au public du musée Polaria de Tromsø, en Norvège.
Les couleurs des aurores boréales
Le modèle de Bohr-Rutherford
Les aurores boréales résultent de la luminescence de la haute atmosphère due à la désexcitation des molécules de l’atmosphère. Pour mieux comprendre ce phénomène, il nous faut tout d’abord comprendre la structure de l’atome.
Un atome est composé de particules : des protons et des neutrons forment son noyau, pendant que des électrons gravitent autour. Attention, le modèle décrit ici est maintenant dépassé par les principes de la mécanique quantique, et n’est utilisé qu’à des fins pédagogiques.
Rutherford a été le premier à attribuer une structure planétaire à l’atome : les électrons sont séparés par du vide et gravitent autour du noyau, comme les planètes autour du système solaire.
Niels Bohr a complété le modèle de Rutherford en y apportant les contraintes suivantes :
- Un électron ne peut se trouver que sur une orbite bien définie autour de l’atome : les couches électroniques.
- Les électrons ne peuvent pas changer de couche (à moins qu’ils ne soient excités, voir plus bas).
- Chacune de ces couches accueille un nombre précis d’électrons.
- Une couche ne peut accueillir des électrons qu’à condition que la précédente ait été remplie. Il existe 7 couches électroniques différentes : la couche K est la plus proche du noyau (niveau 1, l’orbite « fondamentale »), et la couche Q est la plus éloignée (niveau 7). Chacune possède un niveau d’énergie noté « n ». L’énergie la plus basse est celle de la couche la plus proche du noyau (couche K, n= 1), la plus forte est celle de la couche la plus éloignée du noyau (couche Q, n=7).
La luminescence
Nous venons de voir que d’après Bohr, les électrons ne peuvent se trouver que sur des orbites bien définies autour du noyau de l’atome et qu’ils ne pouvaient en changer.
Sauf s’ils sont excités : choc avec une autre particule (photon, électron libre, etc.), choc avec un atome… Si l’énergie apportée est suffisante et n’est pas trop forte, Bohr précise que l’électron peut changer d’orbite, pour ensuite revenir à sa position d’origine. Mais pour revenir à sa position d’origine (une couche de niveau d’énergie moins élevée), l’électron doit libérer son excédent d’énergie sous forme de photon.
Le retour à l’orbite initiale de l’électron peut se faire en une ou plusieurs étapes :
- Retour à l’orbite initiale de proche en proche.
- Retour à l’orbite initiale en une seule fois.
- Ou retour à l’orbite initiale en sautant quelques orbites.
La longueur d’onde du photon émis sera propre au saut de retour effectué et à l’atome excité. Si la longueur d’onde du photon émis fait partie du domaine du visible (la lumière), alors nous percevrons une couleur.
La désactivation collisionnelle
Un atome excité (donc ayant reçu un surplus d’énergie) a vu un ou plusieurs de ses électrons changer d’orbite. Ces électrons se retrouvent dans des états instables. Pour qu’ils se restabilisent de nouveau… :
- Ils peuvent redescendre d’une orbite : un niveau d’énergie est perdu et un photon est émis (c’est la luminescence).
- Ou entrer en contact avec un autre élément (atome / molécule / ion…) : dans ce cas, le surplus d’énergie est transmis à l’élément rencontré, et aucun photon n’est émis : c’est la désactivation collisionnelle.
Finalement…
Nous avons maintenant tous les éléments pour comprendre la couleur des aurores. Elles sont souvent vertes dans leurs parties basses, puis rouges dans leurs parties hautes. Ceci s’explique par la variation de la densité atmosphérique et de la composition atmosphérique, qui est en fonction de l’altitude.
Le rouge et le bleu
Dans les couches hautes de l’ionosphère, la densité atmosphérique devient très faible. Si bien que les électrons de l’oxygène ont le temps de redescendre de 2 orbites (2 minutes seront nécessaires) pour se stabiliser complètement (retour sur leurs orbites fondamentales) : ils émettent du rouge. Du bleu-violet peut également apparaître au sommet des aurores : dans ce cas, il provient de l’excitation de l’hydrogène, de l’azote ionisé et de l’hélium ionisé. Ces gaz plus légers que l’oxygène ne se trouvent que dans les plus hautes couches de l’atmosphère : il faut une forte tempête solaire pour qu’ils soient excités.
Le vert
Dans les couches moyennes de l’ionosphère, l’oxygène atomique est prédominant (le dioxygène, plus lourd, se trouve beaucoup plus bas). Les électrons de l’atome excité n’ont le temps de redescendre d’orbite qu’une seule fois avant d’être désactivés par un autre atome : ils émettent du vert.
D’autres couleurs
La composition des couches de basse à moyenne altitude de l’ionosphère est très variée : oxygène atomique, azote atomique, azote ionisé… L’azote atomique émet du rouge, l’oxygène du vert et l’azote ionisé du bleu. Si les particules de vent solaire possèdent suffisamment d’énergie pour parvenir jusqu’à ces couches basses avant d’être stoppées, une grande palette de couleurs peut être alors observée : rose, jaune, blanc…
Sources et références
- Wikipedia (UK et Français)
- Asashiwa classroom
- Introduction à la physique spatiale, par l’Observatoire de Paris
- Aurores et échappement de particules au-dessus des calottes polaires terrestres, par Alexandra Teste
- Astronomia
- Luxorion
- Phy6
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- Aurores boréales.
- Pluies d’étoiles filantes.
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- Lune et comètes.
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- Imprimer ses astrophotographies.
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