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Météorologie élémentaire

Zoom sur l'aspect de la troposphère et des couches supérieures de l'atmosphère vues depuis la station spatiale ISS en avril 2007. La troposphère apparaît en orange, la stratosphère en gris-rose et la haute atmosphère en bleu ciel. Document NASA/ISS Expédition 15.

Les températures dans la haute atmosphère (II)

A ce jour les scientifiques ne savent pas encore exactement pourquoi la température augmente dans la stratosphère. On observe surtout une augmentation de jour et en hiver. Etant donné qu'on y observe des mouvements turbulents et des ondes de gravité, on pense qu'elle est la conséquence de vortex, d'interactions turbulentes créant une compression adiabatique induite par un flux émanant du sol (agéotropique). Cette température est liée à l'agitation des molécules; il s'agit de transfert de chaleur par conduction (par opposition au transfert de chaleur par convection ou par rayonnement).

Plus haut, au sommet de la stratosphère, vers 50 km d'altitude, la hausse de température est provoquée par la photodissociation des molécules par la lumière UV. Elle est accompagnée de réactions de recombinaisons chimiques qui libèrent leur énergie sous forme de chaleur. Ces réactions se produisent entre l'ozone et l'oxygène moléculaire. A ce niveau le rayonnement solaire UV peu pénétrant est totalement absorbé. Bien que l'air se raréfie, la température ambiante peut atteindre 0 à 27°C à hauteur de la stratopause. La température retombe ensuite dans la mésosphère pour atteindre un minimum de -83 à -123°C à la limite de la mésopause (~85 km).

A partir de 85 km d'altitude, niveau de la thermosphère, la température augmente à nouveau suite à l'absorption du rayonnement UV de plus intense énergie (< 170 nm) par l'oxyde d'azote et l'oxygène moléculaire. Mais l'air se raréfiant, à partir de cette altitude, la température ambiante est réellement glaciale étant donné qu'il n'y a pratiquement plus de transfert de chaleur entre molécules.

Comme nous l'avons évoqué, la température de la thermosphère est très sensible au cycle solaire et notamment à la quantité d'émission de rayons X doux et d'UVE émis durant les éruptions car à ces longueurs d'ondes l'énergie des photons est absorbée par les molécules d'air qui les réemettent sous forme de rayonnement infrarouge et donc de chaleur. La thermosphère est également sensible à la présence de gaz carbonique qui entretient l'effet de serre.

Lorsque le Soleil est très actif, il est courant de mesurer des températures diurnes oscillant entre 1500 et 1700°C vers 500 km d'altitude. En revanche, lors du minimum du cycle solaire, la température de la thermosphère peut tomber à environ 800°C vers 300 km d'altitude.

Notons que cette température ne peut pas se mesurer directement avec un thermomètre. Les scientifiques la déterminent en mesurant la densité de l'air et la résistance qu'elle offre aux satellites en orbite. A partir de cette densité, ils peuvent connaître la température. Il s'agit d'une température électronique qu'on appelle également la température de brillance.

Lever de Soleil éclairant les différentes couches de l'atmosphère photographié par Tim Kopra depuis la station ISS le 20 avril 2016.

Selon une étude conduite par des chercheurs de l'Université de Sud Californie (SUSC) à partir des données mesurées par une fusée surborbitale et des données spatiales, suite au minimum du Cycle 23 le niveau d'UVE chuta d'environ 15 % entre 2007 et 2009. Etant donné que les chercheurs ignoraient les conséquences de ce changement, même combiné aux effets du dioxyde de carbone, ils ont simulé l'évolution de la thermosphère à partir des différentes données recueillies.

Leurs résultats ont montré que la thermosphère s'est refroidie de 41°C en 2008 comparée à 1996 dont 2 °C imputables à l'augmentation du dioxyde de carbone. Pendant cette période, la densité de la thermosphère augmenta de 31 % dont 3 % imputables au dioxyde de carbone. Ce résultat correspond à peu près aux 30 % de chute de la densité indiqués par les mesures de la traînée des satellites.

Plusieurs études menées suite à la mission internationale TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics) ont confirmé ces valeurs, dont celle conduite par John Emmert du Naval Research Laboratory (NRL) et celle de Stanley Solomon du HAO dont s'est fait l'écho l'Union Géophysique Américaine (AGU). On apprend qu'en 2009, l'année du minimum du Cycle 23, la thermosphère s'est refroidie d'un facteur 10 par rapport à 2002. Analysée à plus long terme, la densité de la thermosphère s'est réduite de 10 % en 35 ans.

Ce refroidissement et cette contraction de la thermosphère ont un effet direct sur les satellites évoluant à ces altitudes. En effet, aussi ténue que soi la haute atmosphère, une augmentation de sa densité augmente l'effet de traînée des satellites, provoquant leur changement d'orbite. Ce phénomène influence leur durée de vie dont celle du Télescope Spatial Hubble qui n'a aucun moyen pour rectifier sa trajectoire (il peut juste maintenir son orientation par rapport aux étoiles grâce à des roues de réaction (volant d'inertie) et des magnétomètres.

En revanche, lorsque la haute atmosphère se réchauffe et devient moins dense, la traînée des satellites est plus faible, ce qui augmente la vitesse des débris abandonnés en orbite et accroît le risque de collision, notamment avec la station ISS.

Le phénomène d'absorption du rayonnement par les molécules d'air est à la base de nombreux processus chimiques se déroulant dans la haute atmosphère. C'est un phénomène très complexe qui dépend des niveaux énergétiques des particules (niveaux discrets ou quantifiés) et de leur état (de rotation, de vibration ou de configuration électronique).

Un photon solaire ne peut être absorbé que dans certains états de transition entre niveaux d'énergie des molécules. Si cette énergie est trop importante, il y a ionisation de la molécule et on observe une absorption continue de l'énergie sur certaines bandes de fréquences.

L'absorption atmosphérique est divisée en quatre catégories de phénomènes discrets (continus) ou quantifiés selon leur nature :

- Ultraviolet : les molécules sont ionisées et se brisent (discret)

- Visible : changement de configuration électronique (quantifié)

- Infrarouge : changement d'état de vibration des molécules (quantifié)

- Micro-onde : changement d'état de rotation des molécules (quantifié)

Nous connaissons tous l'absorption UV (photodissociation) entre 200-400 nm qui contribue à la destruction de la couche d'ozone et à l'augmentation des cancers (y compris les UV-A) et l'absorption infrarouge (transition vers un état de vibration) qui donne lieu à l'effet de serre. On y reviendra dans les articles consacrés à la Terre et aux questions d'écologie.

Si l'atmosphère terrestre peut ainsi être divisée en plusieurs régions suivant la distribution verticale de la température, il s'avère que d'autres modifications résultent de cette variation de température. Tant que la composition de l'air reste homogène nous nous trouvons dans l'homosphère. Lorsque les proportions des différents éléments change nous entrons dans l'hétérosphère.

A voir : La Terre vue de l'espace

Photos HD de la Terre prise depuis la station ISS

L'hétérosphère

Photographie de l'atmosphère depuis la navette Atlantis le 15 juin 1991 (mission STS-043), le jour de l'éruption du Pinatubo. On reconnaît les têtes de cumulonimbus ainsi que le niveau de la tropopause (trait foncé pourpre) vers 13 km d'altitude. Doc NASA/LPI.

A 85 km d'altitude environ, au-dessus de la mésopause et du terrain de chasse des avions-fusées (X15 et autres prototypes), on observe une dissociation de la molécule d'oxygène en ses deux atomes. Ce phénomène indique une diffusion des gaz où les éléments les plus légers diminuent moins rapidement que les éléments plus lourds avec l'altitude. Suite à cette diffusion, l'atome d'oxygène domine nettement à 750 km d'altitude. En revanche, l'hélium qui est l'élément prédominant à 1500 km d'altitude est un million de fois moins abondant que l'oxygène entre le sol et 100 km d'altitude. 

Comme l'atome d'hélium est quatre fois plus léger que l'oxygène, un phénomène identique se produit avec l'hydrogène atomique qui, étant quatre fois plus léger que l'hélium devient l'élément le plus abondant juste avant d'atteindre la protosphère, c'est-à-dire la couche atmosphérique directement en contact avec le milieu interplanétaire. La mésosphère, située entre la stratosphère et la thermosphère subit donc un changement graduel de composition par suite de la diffusion des gaz dans le champ de pesanteur.

A mesure qu'on s'élève dans l'atmosphère, la densité de l'air diminue et à l'altitude de 250 km on n'atteint plus qu'un milliard d'atomes par cm3.

A 800 km d'altitude leur nombre chute d'un facteur mille. Les chocs entre atomes devenant peu nombreux ceux-ci peuvent parcourir des distances supérieures à 100 km sans entrer en collision. Ceci explique pourquoi certains atomes atteignent la vitesse de 11 km/s et, comme c'est le cas pour l'hélium, animés de la vitesse de libération ils peuvent s'affranchir de l'attraction terrestre et s'échappent définitivement dans l'espace interplanétaire. Cette région où les collisions ne font plus obstacle à la libération des atomes s'appelle l'exosphère.

L'ionosphère

L'ionosphère est la région de l'atmosphère située entre la mésosphère et la thermosphère et qui offre la propriété de réfléchir les ondes radios. Comment se forme-t-elle ? L'atmosphère est constituée de gaz. Suite à l'activité plus ou moins intense du rayonnement solaire UV extrême (UVE) sur les atomes et les moléculaires d'air, par photoionisation durant le cycle diurne ces éléments vont s'ioniser et perdre un ou plusieurs électrons. 

Antenna yagi pour les bandes HF.

Antenne directionnelle (beam) d'une installation radioamateur travaillant dans la bande HF des 20 m.

Bien que les ions résultants soient chargés électriquement, ils sont trop lourds pour réagir rapidement aux oscillations des ondes radios. En revanche, les électrons libérés durant ce processus sont en moyenne 20000 fois plus légers que les ions et assurent la réflexion des ondes radios vers le sol. La nuit cependant, les atomes et les molécules se recombinent partiellement, permettant au cycle de photoionisation de recommencer le lendemain sous l'action du Soleil.

Grâce aux découvertes d'Appleton et consorts au milieu des années 1920, nous savons que l'ionosphère se divise en trois couches principales qui se situent grosso-modo entre 90 et 300 km d'altitude dont les propriétés radioélectriques sont étonnantes. Si le sujet vous intéresse je vous propose de lire cet article sur la propagation radio rédigé en anglais (en vous aidant du traducteur dans le menu de gauche au besoin).

L'ionosphère se stratifie en trois couches, D, E et F, dont les propriétés électromagnétiques permettent des communications sur de longues distances en ondes-courtes (jusqu'au-delà des antipodes si nécessaire).

La couche F, la plus éloignée, se situe vers 300 km d'altitude. Sa densité est de l'ordre de 2 millions d'électrons/cm3, une valeur qui varie en fonction de la quantité d'ultraviolet qu'elle reçoit du Soleil. Pendant la journée cette couche se divise en F1 et F2 dont la hauteur et la densité électronique sont très variables. 

La couche E se situe vers 110 km d'altitude. Sa densité suit fidèlement le cycle solaire mais c'est une couche qui peut être sporadique en raison des électrons libres, du bombardement par les météores ou des turbulence dans la couche elle-même. Cette couche tente à disparaître la nuit comme le montre bien l'animation suivante.

La couche D se situe à 90 km d'altitude mais elle peut descendre à 50 km lors des éruptions solaires. Sa densité n'atteint pas 15000 électrons/cm3 et est en moyenne cent fois moins dense que la couche F. Elle est connue pour absorber les ondes-courtes durant la journée et empêcher les communications à longue distance, mais heureusement elle disparaît la nuit. Elle reste malgré tout un obstacle majeur après les éruptions solaires chromosphériques car ces dernières provoquent indirectement une interruption totale des communications : ce sont les perturbations ionosphériques brusques.

A consulter : Ionogramme de l'activité ionosphérique

(GIF animé de 635 KB)

Dans la troposphère enfin, suite à des effets d'inversion de température (inversion thermique, anticyclone) les couches d'air, telles des couloirs aériens, peuvent guider les signaux radioélectriques. Lorsque les conditions sont exceptionnelles des liaisons avec les antipodes ont déjà été réalisées en VHF (vers 144 MHz).

L'ionosphère subit également des variations indépendantes de la hauteur des différentes couches : des variations diurnes, journalières, saisonnières, en fonction de la latitude et, la plus importante, liées à l'activité solaire (émissions électromagnétique et de particules) qui évoluent en suivant un cycle moyen de 11 ans.

Mais l’ionosphère nous réserve encore des surprises. A côté des éclairs de rayons gamma que l’on a détecté dans l’ionosphère, en 1994 le Geophysical Institute a découvert un autre phénomène tout à fait étonnant. Entre 75 et 95 km d’altitude des jets brillants surgissent au-dessus des nuages d’orage desquels ils s’échappent sous forme de filaments bleutés. Ce phénomène ne dure que deux ou trois millièmes de seconde. Les chercheurs pensent qu’il s’agit de bouffées d’ionisation dont l’origine est liée à l’activité ionosphérique. D'autres réactions générées par l'activité orageuse produisent des halos ou des gerbes de plasma rouge (farfadets ou sprites). On y reviendra en détails sur ces phénomènes lumineux transitoires où nous présenterons quelques photos et séquences vidéos exceptionnelles.

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