AURORE POLAIRE

Particules aurorales et sous-orages magnétosphériques

Bien que le rôle essentiel des électrons ait été prédit dès le début du xx^e siècle, ce n'est qu'au cours des années cinquante, avec les premières mesures en ballons stratosphériques du rayonnement X de freinage puis, surtout, avec les données obtenues sur fusées pendant l'Année géophysique internationale, que l'on put les identifier sans ambiguïté. Depuis 1958, le lancement d'un très grand nombre de satellites et le développement des techniques expérimentales se sont traduits par la collecte d'une masse imposante de données et par une avancée spectaculaire dans la compréhension des phénomènes auroraux. Le champ magnétique terrestre, dont la structure peut, en première approximation, être considérée comme dipolaire, soumet les particules chargées à la force de Laplace et leur mouvement global est la résultante de trois mouvements élémentaires. Le premier est une rotation autour du champ magnétique local. Le second est un mouvement de va-et-vient entre les deux hémisphères : la convergence des lignes de force vers la Terre crée une force dirigée le long du champ magnétique B, vers le haut, qui réduit la composante de la vitesse de la particule parallèle à B dirigée vers la Terre et la renvoie vers l'hémisphère opposé où le même mécanisme la réfléchira de nouveau. La particule a donc un mouvement de va-et-vient entre deux points, l'un au nord, l'autre au sud, appelés points miroirs, où l'angle d'attaque de la particule défini par α = (V, B) est égal à 90⁰. La force de Laplace étant perpendiculaire à la vitesse, l'énergie de la particule reste constante au cours du mouvement. À ces deux mouvements se superpose une dérive longitudinale qui amène les particules à tourner autour de la Terre sur une coquille magnétique. Les périodes caractéristiques de ces différents mouvements sont très différentes : dans le cas des électrons, par exemple, la première varie de 1 microseconde à basse altitude à quelques centaines de microsecondes à l'apex de la ligne de force, la deuxième et la troisième, pour des électrons de 30 kiloélectronvolts, sont de l'ordre de 2 secondes et de 2 heures respectivement. En tout point de la trajectoire, l'angle d'attaque α d'une particule est relié à l'intensité locale B du champ magnétique et à sa valeur au point miroir B_m par la relation :

Tout ce qui vient d'être dit est valable lorsque le champ magnétique ne varie pas dans le temps et lorsque les particules n'entrent pas en interaction avec l'atmosphère. Si l'altitude des points miroirs est élevée, par exemple supérieure à 300 kilomètres pour des conditions normales, les collisions des particules avec les constituants de l'atmosphère restent suffisamment rares pour ne pas influer de façon appréciable sur leur mouvement : on dit qu'elles sont piégées. Au contraire, si l'altitude des points miroirs diminue, la fréquence des collisions augmente très rapidement et peut être telle que les particules ne retournent pas dans l'hémisphère opposé et sont absorbées par l'atmosphère : on dit alors qu'elles sont précipitées, et ce sont ces particules qui sont à l'origine des émissions lumineuses aurorales. C'est le cas par exemple des électrons de quelques kiloélectronvolts dont l'altitude du point miroir est inférieure à 150 kilomètres.

Les caractéristiques des flux de particules sont exprimées sous la forme d'une fonction de distribution en énergie et en angle d'attaque qui s'écrit :

Le flux des électrons auroraux, qui peut varier de 10⁶ à 10¹⁰ e^- . cm^-2 . sr^-1[...]