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La Terre, berceau de l'Humanité

Structure géomagnétique (IV)

La magnétosphère terrestre (géomagnétosphère) est une région entourant la Terre résultant de la combinaison du champ magnétique propre de la Terre appelé le champ principal qui est entretenu par le noyau externe de la Terre et la magnétosphère à proprement dit qui est alimentée par des flux de courants électriques suite à son interaction avec les électrons émis par le vent solaire. La densité de ces flux de courants varie en fonction de l'activité solaire ce qui explique également la variation de l'intensité et de la forme de la géomagnétosphère.

Outre le champ géomagnétique, la Terre est également ceinturée par deux autres couches électrisées, les Ceintures de Van Allen et les couches ionosphériques. Quelles sont les propriétés et les effets de ces trois composantes ?

En prenant une boussole en main, chacun a déjà remarqué que l'aiguille aimantée s'oriente sans coup férir dans une direction bien précise, à quelques degrés du pôle géographique... Sur les traces du physicien anglais William Gilbert (XVIIe siècle), on peut assimiler la Terre à une sorte de gros aimant bipolaire dont le champ magnétique est généré par l'effet d'une "dynamo auto-excitée". On y reviendra dans l'article consacré au champ magnétique terrestre.

Source: http://easyscienceforkids.com/all-about-earths-magnetism/

Le champ géomagnétique. A gauche, à l'image d'un aimant la Terre présente deux pôles magnétiques de polarité opposée. Comme celui du Soleil mais à une fréquence bien plus faible, le champ géomagnétique peut s'inverser. A droite, sa représentation à grande échelle. Notez son inclinaison par rapport à l'axe de rotation de la Terre. Cette inclinaison qu'on appelle la déclinaison magnétique varie légèrement d'une année à l'autre. Documents Easy Science for Kids et T.Lombry.

A quelle époque se forma le champ géomagnétique ? Selon plusieurs études publiées en 2012 et 2015, le champ magnétique de la Terre se serait formé il y a plus de 4 milliards d'années soit à peine un demi-million d'années après l'aggrégation des premiers planétésimaux. Cette dynamo se serait déclenchée suite à la cristallisation du dioxyde de silicium (théorie de Kei Hirose de l'Institut de Technologie de Tokyo) ou du dioxyde de magnésium (théorie de David Stevenson du Caltech) dans le noyau sous une pression supérieure à 140 GPa et une température supérieure à 4000°C. En précipitant vers le centre, la matière en fusion plus légère serait remontée vers noyau externe, déclenchant le mouvement de barattage indispensable au maintient de l'effet dynamo. Toutefois, selon Stevenson, il est plus probable que ce fut le dioxyde de magnésium qui précipita en premier, produisant la quantité d'énergie gravitationnelle nécessaire pour générer l'intense champ magnétique.

L'inversion du champ géomagnétique

Nous savons que le champ principal présente deux pôles de polarités opposées dont l'axe est incliné d'environ 11.6° par rapport aux pôles géographiques, ce qu’indique la boussole.

Depuis les études sur le géomagnétisme effectuées par les physiciens Patrick Blackett, prix Nobel en 1948, Keith Runcorn et Ted Irving en 1959, nous savons que l'intensité du champ géomagnétique est voisine de 6x10-3 teslas (0.6 Gauss) au sol. C'est le champ magnétique le plus fort de toutes les planètes telluriques. Depuis 1600 environ, il diminue de 0.04% par an.

En 2005, le moment dipolaire qui mesure l'intensité du champ magnétique à la surface de la Terre était de 7.776 x 1022 Am2 contre 7.779  x 1022 Am2 en 2000. Il fut en moyenne de 7.5  x 1022 Am2 depuis la dernière inversion magnétique.

Tout aussi intéressant, si on analyse la latitude du pôle géomagnétique depuis 1600, on constate qu'elle s'écarte des 90° mais depuis 1950 le dipole axial s'aligne de plus en plus avec l'axe de rotation de la Terre. Autrement dit, même si l'intensité du champ magnétique décroît depuis 1600 il n'est pas en train de s'inverser, que du contraire.

Contrairement à l'inversion quasi-périodique du champ magnétique solaire qui suit une période de 22 ans, le champ magnétique terrestre est instable pour une raison inconnue, sans doute liée aux propriétés du noyau. Les inversions magnétiques sont espacées de 5000 à 60 millions d'années. La dernière inversion est survenue il y a 780000 ans et en moyenne il s'inverse tous les 250000 ans.

Certains géologues pensent que notre planète est en retard sur ce cycle qu'ils jugent quasi-périodique mais personne ne sait exactement quand se produira la prochaine inversion géomagnétique car globalement ces inversions ont un comportement chaotique. Elle peut donc se produire demain ou dans 60 millions d'années. Certains géophysiciens de l'AGU pensent toutefois que dans 1200 voire 2000 ans, les polarités seront inversées.

Simulation de l'inversion du champ géomagnétique réalisée en 1995 par Glatzmaier et Roberts au Pittsburgh Supercomputing Center (PSC) de Los Alamos. La période de transition (du 1er au 3e stade) dure environ 1000 ans.

La question qui se pose aujourd'hui est de savoir ce qu'implique une inversion de polarité du champ géomagnétique et que se passera-il le jour où le noyau de la Terre se refroidira ? A regarder les autres planètes ou satellites morts prématurément, Mars ou la Lune par exemple, certains considèrent que notre futur n'est pas très enviable; il n'est pas impossible en effet que la solidification du noyau nous prive non seulement de chaleur mais entraîne la disparition du champ magnétique global et... la mort de notre planète.

Toutefois cette hypothèse est purement spéculative. Des astrophysiciens ont suggéré en 2004 que si le champ magnétique terrestre disparaissait soudainement, les collisions entre le plasma ionisé du vent solaire et l'ionosphère pourraient générer des courants électriques suffisamment forts pour former un bouclier magnétique dont l'intensité serait comparable au champ géomagnétique actuel.

Par ailleurs, si on analyse les évènements qui se sont produits au cours de la dernière inversion magnétique, il semble que ce phénomène n'ait provoqué aucun effet chez les organismes vivants. En fait, nous sommes très peu sensibles aux effets magnétiques. Seuls les oiseaux et certaines créatures marines (les cétacés notamment) en tirent profit grâce à la magnétite contenue dans leurs cellules. Pour nos part, même si le coeur de la Terre devenait froid, cela ne changerait pas grand chose car notre principale source d'énergie reste le Soleil et nous sommes bien plus sensibles aux conditions météorologiques qu'aux variations magnétiques.

L'étude du champ géomagnétique est très complexe et commence seulement à livrer ses secrets. C'est un très intéressant champ d'études dont on reparlera certainement beaucoup dans les années à venir.

Les Ceintures de Van Allen et la SAA

Plus loin de la Terre, les premiers satellites artificiels ont mis en évidence deux ceintures de rayonnements, les Ceintures de Van Allen, dans le prolongement de l'équateur. Elles comprennent normalement deux composantes : la ceinture intérieure qui s'étend de 1000 à 13000 km d'altitude et la ceinture extérieure qui s'étend de 20000 à 40000 km d'altitude. "Normalement", car c'est ce qu'on pensait jusqu'à présent.

A gauche, en 2015 une troisième composante temporaire fut découverte dans les Ceinture de Van Allen, entre les ceintures extérieure et intérieure. A droite, illustration expliquant la dynamique de la troisième ceinture de radiation composée de particules ultra-relativistes. Documents NASA/JHUAPL Andy Kale/U.Alberta.

Suite au lancement des sondes spatiales Van Allen en 2012, les géophysiciens ont fait deux découvertes importantes concernant ces ceintures. En 2015, Dan Baker et son équipe du LASP ont découvert une troisième ceinture de radiation entre les ceintures extérieure et intérieure. Son existence est temporaire (~4 semaines) et elle ne se génère qu'entre deux tempêtes solaires. En effet, le vent solaire n'est pas stable. En période d'intense activité solaire, une troisième ceinture temporaire se forme suite à ce que l'équipe de Ian Mann de l'Université d'Alberta appelle un "tsunami spatial". Il s'agit d'ondes de plasma d'ultra basses fréquences et ultra relativistes qui transportent des parties extérieures de la ceinture dans l'espace interplanétaire, laissant temporairement la place à la création d'une troisième ceinture de radiation. 

Variation de la stucture des Ceintures de Van Allen en fonction de l'énergie des électrons et des conditions magnétosphériques. Document NASA/GSFC/LANL adapté par l'auteur.

Indirectement, ces "tsunamis" de plasma réduisent le risque d'irradiation des satellites pendant les autres tempêtes spatiales. Le risque n'est pas uniquement la dégradation des satellites opérationnels mais ces courants électriques peuvent aussi endommager les infrastructures électriques au sol et potentiellement causer globalement jusqu'à 2 milliards de dollars de dommages principalement au Canada et dans le nord des Etats-Unis où les aurores et blackouts sont très fréquents.

Ensuite, comme l'explique cet article de Geoffrey D. Reeves et son équipe publié en 2016 et qui fut vulgarisé par le LANL, la structure des ceintures varie avec l'énergie des électrons et les conditions magnétosphériques. Ainsi, comme on le voit à gauche, pendant les tempêtes géomagnétiques par exemple (schéma 4), il n'y a plus deux ou trois ceintures mais une seule ! La région vide entre les deux ceintures se remplit d'électrons de basse énergie, typiquement de l'ordre de 0.8 MeV. Même constat quand on analyse la densité des électrons de plus de 1 MeV (schéma 2); ils se rassemblent exclusivement dans la partie externe, formant une seule Ceinture de Van Allen.

Ces ceintures piègent les protons et les électrons issus du Soleil et s'y accumulent. Les particules qui ne sont pas piégées sont entraînées vers les pôles et pénètrent dans la haute atmosphère (ionosphère) où elles provoquent des aurores polaires, le phénomène de fading et des orages magnétiques qui peuvent aller jusqu'au blackout et la défaillance des satellites.

Dans l'Atlantique Sud, suite à une inversion du champ géomagnétique, cette ceinture descend sous 500 km d'altitude, c'est la "South Atlantic Anomaly" ou SAA. Des protons de plus de 50 MeV y circulant, cette anomalie géomagnétique entraîne des perturbations sur les satellites orbitant à cette altitude et traversant cette région. Ainsi, lorsque la station spatiale ISS traverse cette région, les images enregistrées par les caméras CCD sont parasitées comme le montre ces vidéos en temps réel (et ce lien vers le blog pour les explications).

Comme on le voit ci-dessous à gauche, au niveau géomagnétique ce phénomène est lié à une tache de flux inverse située à cet endroit dans l'hémisphère Sud. Nous en reparlerons à propos de certains phénomènes OVNI soi-disant inexpliqués et de l'impact du rayonnement solaire sur les satellites artificiels.

A gauche, extension géomagnétique de la tache de flux inverse à l'origine de l'Anomalie de l'Atlantique Sud (SAA, en rouge). A droite, altitude de la SAA par rapport à la surface terrestre et de l'orbite de 500 km. Documents DMI et ESA/ESTEC adaptés par l'auteur.

Les ouragans spatiaux ou les ondes KH

Comme l'effet papillon dans la théorie du chaos, dans l'espace interplanétaire de légères fluctuations du vent solaire s'écoulant le long du bouclier géomagnétique peuvent modifier la vitesse et la force des "ouragans spatiaux" (space hurricanes) comme les appellent les scientifiques.

La physicienne Katariina Nykyri de l'Université Aéronautique Embry-Riddle (ERAU) à Daytona Beach en Floride et son équipe ont étudié pendant 7 ans l'amplitude et la vitesse des fluctuations du vent solaire aux limites de la géomagnétosphère grâce aux cinq satellites THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms) financés par la NASA en coopération avec le CNES qui furent lancés en 2007.

Les résultats de leur étude furent publiés en 2017 dans le "Journal of Geophysical Research" dans lesquel les chercheurs décrivent pour la première fois le mécanisme par lequel les fluctuations du vent solaire génèrent ces ouragans spatiaux.

Illustration combinant des données géomagnétiques de la NASA (JHUAPL) et des simulations MHD de l'espace proche de la Terre. On distingue la magnétosphère, la queue géomagnétique et les couches limites avec des ondes géantes de Kelvin-Helmholtz surnommées les "ouragans spatiaux" Document K. Nykyri et al./ERAU.

Ces structures se forment par un phénomène connu sous le nom d'instabilité de Kelvin-Helmholtz (KH) que les experts en thermodynamique et notamment les météorologistes connaissent très bien (cf. ces formations nuageuses formées par la turbulence des ondes KH).

Selon Nykyri, à mesure que le vent solaire balaie la limite extérieure du champ géomagnétique, il peut occasionnellement produire des vortex géants mesurant entre 10000 et 40000 kilomètres de diamètre le long de la couche limite comme illustré à droite. Cette onde KH ou ouragan spatial représente l'un des principaux mécanismes par lequel le vent solaire transporte l'énergie, la masse et l'impulsion dans la magnétosphère.

Nykyri et ses collègues ont découvert que les fluctuations de la vitesse du vent solaire à hauteur du magnétosheath (devant la Terre, là où le vent solaire est choqué) affectent la taille et les propriétés des ondes de Kelvin-Helmholtz spatiales. Lorsque la vitesse du vent solaire s'accentue, les fluctuations sont plus importantes et génèrent des ouragans spatiaux de plus grandes tailles capables de transporter davantage de particules.

On sait par exemple que le vent solaire peut exciter des ondes d'ultra basses fréquences (ULF) et déclencher une instabilité KH qui va alimenter les Ceintures de Van Allen en particules.

Ces ouragans spatiaux sont des phénomènes universels qu'on retrouve également à hauteur de la couche limite des CME émises par le Soleil ainsi que dans les magnétosphères de Jupiter, Saturne et d'autres planètes disposant d'un champ magnétique.

Les connaissances que peuvent nous apporter cette découverte permettront de mieux comprendre l'action du vent solaire, en particulier les interactions des ondes KH avec l'environnement géomagnétique et pourraient à terme permettre aux scientifiques d'améliorer les prévisions du temps spatial et la sécurité des satellites de navigation.

Selon Nykyri, "pour une prévision précise de la météo spatiale, il est crucial de comprendre les mécanismes détaillés qui affectent le développement et les propriétés des ouragans spatiaux".

Par ailleurs, en plus de jouer un rôle dans le transport de l'énergie et de la matière éjectées par le Soleil, les ondes KH fournissent également un moyen efficace pour chauffer le plasma jusqu'à des millions de degrés (cf. Thomas Moore et al., "Nature Physics", 2016) et peuvent donc représenter une variable importante pour expliquer le chauffage de la couronne solaire. Ces ondes KH pourraient également être utilisées pour générer des barrières de transport et confiner le plasma dans les installations de plasmas de fusion (cf. les Tokamaks en recherche nucléaire).

L'ionosphère

Entre 50 et 500 km d'altitude environ, la haute atmopshère contient des particules ionisées, c'est l'ionosphère (cf. la rubrique radioamateur rédigée en anglais). Elle se stratifie en trois couches, D, E et F, dont les propriétés électromagnétiques permettent des communications sur de longues distances. Comment s’est-elle formée et pourquoi à ces altitudes ?

La présence de l’ionosphère est le résultat de deux phénomènes opposés : d’une part la densité de l’atmosphère neutre diminue avec l’altitude et d’autre part la quantité d’UV extrême augmente avec l’altitude. L’union de ces deux processus crée à une certaine altitude une densité maximale correspondant aux couches ionosphériques.

La couche F, la plus éloignée, se situe vers 200 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 (vers 250 km) et F2 (entre 300 et environ 500 km).

A gauche, la formation de l'ionosphère. La densité de l’air diminue avec l’altitude. Ensuite, la quantité d’UV extrême solaire augmente avec l’altitude. Résultat, la densité de l’ionosphère est donc maximale à une certaine altitude qui se situe vers 50 km. Ce type de structure est donc commun à toutes les planètes disposant d'une atmosphère, avec des intensités et des hauteurs variables. A droite, l'ionosphère est le principal support des communications radios à longue distance (>3000 km) par ondes-courtes dans les bandes MF, HF et VHF. Document T.Lombry et Navy adapté par l'auteur.

La couche E se situe entre 90 et 150 km d'altitude. Sa densité suit fidèlement le cycle solaire. C'est une couche sporadique. Certaines zones ionisés se déplacent à 400 km/h, perturbant les télécommunications. Cette couche tente à disparaître la nuit comme le montre bien l'animation présentée ci-dessous.

La couche D se situe aux alentours de 50 à 90 km d'altitude et offre la particularité d'absorber les ondes-courtes. Sa densité n'atteint pas 10000 électrons/cm3 et n'est pas mesurable de 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.

Dans la troposphère enfin, en-dessous de 11 km d'altitude dans nos contrées, suite à des effets d'inversion de température (inversion thermique, anticyclone) les couches de la troposphère, telles des couloirs aériens, peuvent guider les signaux radioélectriques sur des milliers de kilomètres.

La magnétosphère

Ionogramme

MOV de 275 Kb

GIF de 635 Kb

Documents NASA/Geophysical Institute/U.Alaska.

A propos des Phénomènes Lumineux Transitoires (TLE)

Alors que nous étudions et traversons l'atmosphère en tout sens depuis bientôt un siècle, l’ionosphère nous réserve encore des surprises. A côté des éclairs de rayons gamma que l’on a détecté dans l’ionosphère, depuis plusieurs décennies des pilotes civils et militaires ont déclaré avoir observé des éclairs au-dessus des nuages d'orages. Mais à chaque fois les météorologistes leur répondirent qu'il était impossible qu'un éclair soit orienté vers l'espace. Or ces pilotes n'avaient pas rêvé : ils avaient bien observé un éclair dans la haute atmosphère.

Le sujet étant passionnant, nous lui avons consacré l'article intitulé les phénomènes lumineux transitoires où nous décrirons les différents types de TLE, jets, sprites et autres elfes.

Prochain chapitre

Composition de l'atmosphère

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