Héliosphère

De U-Sphere
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L'héliosphère est une zone en forme de bulle dans l'espace, engendrée par les vents solaires. Sa limite est l'héliopause, qui délimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'il rencontre le milieu interstellaire.

Elle contient tous les corps du système solaire.

Heliosphere.gif

Le soleil

Structure interne

  • Noyau: 1/4 du rayon solaire. 50 à 70% masse solaire. T° de 15 millions de degrés. Lieu des réactions nucléaires transformant l'hydrogène en hélium. Densité 10x celle de l'or. 1/3 des neutrinos libérés est observé (car oscillation des neutrinos, s'ils peuvent changer d'état).
  • Zone radiative: 0,3 à 0_,8 rayon solaire. L'énergie du noyau se propage sous forme de rayonnement. Température descend de 7 à 2 Millions de degrés. Au sommet de la zone radiative la densité est inférieure à celle de l'eau. La lumière met plusieurs millions d'années à traverser cette zone, les photons absorbés sont réémis de nombreuses fois.
  • Zone convective: le transport radiatif de l'énergie est moins efficace et l'énergie est alors transmise par convection du plasma (bulles chaudes et froides dans un mouvement convectif). Au sommet de la zone convective la T° est de 6000° et la densité 10000 fois inférieure à celle de l'air.

Le magnétisme solaire

Soleil.jpg
Les champs magnétiques du soleil sont visibles dans la couronne et la chromosphère alors que les mesures de ces champs magnétiques se font au niveau de la photosphère. Ces champs magnétiques forment des boucles au travers de l'atmosphère solaire et semblent ainsi tisser une véritable toile à la structure extrêmement complexe. Les champs magnétiques solaires peuvent être modélisés de façon mathématique.

Eruption solaire

Soleil-eruption.jpg
Cette protubérance en forme de boucle suit le champs magnétique. C'est ce champ qui maintient la structure géométrique de la boucle, évitant ainsi au plasma de s'effondrer.

Boucle Corronale

Soleil-bouclecorronale.gif

Origine du champ magnétique solaire ?

Bsoleil=0.25 T Bterre=0.5 10^-5 T

L'origine du champ solaire serait due à un phénomène de type dynamo. Le déplacement des particules chargées, H+, He+; e-, du plasma crée un champ B de faible intensité qui est amplifié sous l'action de mouvements turbulents et convectifs de la matière située dans la zone de convection sub-photosshérique en rotation différentielle. En effet le coeur et la zone radiative tournent probablement à vitesse angulaire constante comme un corps solide. Mais dans la zone convective les régions polaires tournent plus lentement que les régions équatoriales (27 jours contre 31 ) .Or le plasma solaire est très bon conducteur électrique donc il se déplace avec le champ Magnétique qu'il crée . Ainsi avec les mouvements de convection du plasma les lignes de champ magnétiques sont étirées et s'enroulent autour du Soleil . Elles sont concentrées et s'entortillent les unes aux autres comme les torons d'une corde . Le champ devient toroïdal donc plus intense.

Les taches solaires

Soleil-taches.gif

Les cordes magnétiques se détendent, créant en surface une paire de taches solaires dipolaires et une boucle de champ. En effet l'émergence du champ magnétique dans la photosphére a pour effet d'inhiber la convection car à cet endroit le magnétisme est 1000 fois plus intense. La matière en surface, n'étant plus brassée avec la matière des couches internes plus chaudes, elle se refroidit jusqu'à des températures de l'ordre de 3500 à 4500 K, soit à une température inférieure d'environ 1000 à 2000 K à la température photoshérique avoisinante, d'où la couleur plus sombre qui caractérise les "taches". Les taches meurent rapidement mais le champ intense qui leur est associé demeure. Comme en moyenne les taches de tête des régions actives qui émergent dans les deux hémisphères sont un peu plus décalées vers l'équateur que les taches de queue,elles tendent à fusionner et à se neutraliser lorsqu'elles atteignent l'équateur. Cela laisse dans chacuns des hémisphères un surplus de magnétisme dont la polarité est celle de la tache de queue, qui finit par diffuser vers les pôles et impose sa polarité d'où une inversion des pôles du Soleil. Ceci s'effectue sur un cycle de 11 ans, appelé cycle magnétique, qui voit une monté de 4 ans et une descente de 7 ans. Il faut 22 ans,soit deux cycles undecenaux, pour retrouver la polarité initiale: c'est le cycle de Hale du nom de l'astronome américain Georges Ellery Hale(1868-1938) qui en 1908 découvrit que les taches étaient le siège de champs magnétiques intenses.

Soleil-variations.gif

Tous les 11 ans, le champs magnétique solaire s'inverse. Perpétuellement générées et entretenues par les phénomènes de convection et de rotation, les lignes de force du champs magnétique se rapprochent les unes des autres et finissent par émerger à la surface sous forme de tâches (la rotation différentielle concentre ces lignes prés de l'équateur). Les tâches migrent vers l'équateur et leur polarité s'inverse. De nouvelles tâches apparaissent à des latitudes plus élevées, elles migrent à nouveau vers l'équateur et leur polarité s'inverse ...etc...etc...

Nombre de tâches solaires

Soleil-WN.gif

Nombre de Wolf

On peut mesurer de multiples indices de l' activité solaire : nombre de taches, éruptions, protubérances, étendue des facules, intensité du rayonnement radio ou X de la couronne. Parmi tous ces indices, le plus simple à mesurer (en principe), et pour lequel on a les plus longues séries de mesures (plusieurs siècles...) est le nombre de taches. Quoi de plus simple? On observe la photosphère, convenablement filtrée ou projetée sur un écran, et on compte les taches ... L'indice d'activité résultant est appelé "nombre de Wolf", du nom de l'astronome qui a proposé cette formule empirique de calcul en 1848. Ce n'est pas directement le nombre de taches, car on tient compte aussi du nombre de groupes de taches.

Web.gif "RWC Belgium World Data Center for the Sunspot Index." Solar Influence Data Analysis {{{Auteur}}}. Accédé le 10/02/2005.

Database.gif "Nombre de Wolf de janvier 1946 à janvier 2003." {{{Auteur}}}. Extraction du 10/02/2005.

Exemple

On compte 5 groupes de taches regroupant 37 taches au total
Le nombre de Wolf est calculé comme suit : 5 x 10 + 37 = 87

Bien sûr, le résultat de ce comptage dépend de l'observateur, de son instrument, des conditions météo, etc... L'estimation du nombre de groupes peut être aussi litigieuse que celle du nombre de taches ... Il faut dans la pratique réunir les résultats de nombreux observateurs et faire une moyenne.

Tâches solaires et EUV

La présence de tâches solaires augmente la diffusion des EUV en effet elles représentent des passages privilégiés pour ces rayonnements.

Radiations émises par le soleil

Atmosphere-greenhouseeffect.gif

Quelques 99% de l'énergie solaire rayonnée est présente au sommet de l'atmosphère dans le visible et l'infrarouge (vérifier). 30% de ce rayonnement est directement réfléchi dans l'espace et la terre reçoit les 70% restants. Notre planète ainsi chauffée à une T° de 255°K rayonne également sa propre énergie qui est absorbée par les gaz dans la basse atomsphère. Cet effet de terre permet une termpérature d'environ 288°K. C'est donc bien le soleil qui permet un climat terrestre viable;

(1nm=10 Angström)

Le rayonnement solaire est essentiellement constitué de:

Gamma

(Emis: %, Reçu: %)

Rayons X

(0.1 - 0.5 nm)
(0.5 - 1 nm) Soft X-Ray

(Emis: %, Reçu: %)

  • GOES:: 1-10A

EUV

(Emis: %, Reçu: %)
(10-120nm)
Soleil-spectre-1955.gif
Première observation de raies d'émission EUV (Johnson et al., 1958)


Cette radiation étant à peu près complètement absorbée dans l'atmosphère et à environ plus de 80 km d'altitude, son observation commence en même temps que l'ère du spatial. Néanmoins, dès le début du XX° siècle et une fois la "catastrophe ultraviolette résolue", il est suspecté que l'émission solaire dans les basses longueurs d'onde est nettement supérieures à celle prévue pour un corps noir à 6000° K. Saha (1937) suggère qu'il faut 10^6 fois plus de photos que prévu par la loi de planck pour expliquer la couche d'ion N2- dans l'atmosphère terrestre côté nuit. Wuld et Deaming (1938) sont conduits au même argument pour expliquer la couche E de l'ionosphère. Encore, Eflen (1941), en analysant un spectre coronal mesuré lors d'une éclipse, en déduit une température coronale de l'ordre de 10^6 K et note qu'à cette température, l'atmosphère solaire devrait aussi émettre des raies dans le domaine des rayons X mous et l'EUV. Le premier spectre solaire dans l'UV (jusqu'à 2200 Å) est obtenu par Baum et al. (1946). Tousey et al. (1951) mesurent sans résolution l'émission solaire dans les intervalles [1 Å-8 Å], [795 Å - 1050 Å], [1050 Å - 1340 Å], alors que johnson et al. (1955, 1958) enregistrent les premières raies d'émission EUV (notamment He II, C I, C II, CIII -977.02 Å, N V, O I, O VI -1031.9 Å; 1037.6 Å, Lya et LyB). La figure ci dessus montre ce spectre.

EUV-raies.gif raies d'émissions d'EUV. L'absorption de cette radiation et des X mous est à l'origine de l'ionosphère.

L'observation de raies coronales chaudes lors d'éclipses est vérifié: le soleil émet beaucoup plus de rayonnement EUV qu'un corps noir à 5777° K et principalement sous forme de raies d'émission. La totalité du spectre EUV peut être mainteant observée avec une résolution spatiale et spectrale nettement meilleure, de l'ordre respectivement de 700km et 0.05 Å. La figure ci-dessus, montre un spectre enregistré par l'instrument SUMER de SoHO (Wilhelm et al., 1995). L'axe des ordonnées représente le nombre de photons émis par seconde, unité de surface du soleil, unité d'angle solide et par Angstrom. On peut y voir de nombreuses raies d'émissions identifiées comme des transitions électroniques de divers ions (notons qu'il y a aussi des raies dues aux atomes neutres comme l'hydrogène). On peut aussi noter l'absence visible de raies d'émission en dessous de 911 Å; en fait, le rayonnement dans cette région spectrale est doiné par le rayonnement continu dû à la recombinaison de l'ion d'hydrogène, principalement à des températures entre 15000 et 15000 K c'est à dire dans la haute chromosphère et le début de la zone de transition. [...]. Dans l'intervalle 950 Å - 1000 Å] 89% des photons sont émis par le carbone ionisé 2 fois (C III) à 977,02 Å et par de la matière à environ 10^4.8 ~ 63 000 K.

Mais, la majorité du rayonnement EUV est émise à des températures comprises entre 15 000 K et 1 000 000 K, c'est à dire principalement dans la zone de transition. Plus on descend en longueur d'onde, plus la matière émettrice est chaude, et donc plus on monte dans l'atmosphère solaire.

Euv-ions-s.gif

Les observations EUV sont utilisées principalement dans deux disciplines:

  • la physique solaire,
  • la physique de l'ionosphère.

(et maintenant la micro-électronique).

Risk.gif Effet de l'augmentation des EUV (/X mous)

  • Augmente l'ionisation de l'atmosphère,
  • Catalyseur de nombreuses réactions chimiques dans la haute atmosphère:
    • Produit des ions NO+, O2+ dans la zone E de l'ionosphère. (Ce ratio d'ions est également utilisé pour mesuré le flux EUV (?)).
    • Produit du NOy
    • Produit de l'Oxygène(O) et de la couche d'ozone (O3),
  • fait varier à la hausse ou à la baisse la température de la thermosphère à mesure que que la radiation du soleil varie

Cependant, l'irradiance EUV du soleil n'est pas très bien comprise et par manque de recul sur les mesures.

Mesures et données

Soleil-mesures-euv.gif
les mesures dans l'UV et l'EUV réalisées et prévues

Sensor.gifTIMED::SEE: 22/01/2002-, 0.1-194nm, /1mn, atmosphere>60km & Soleil
Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics Dynamics (TIMED). The Solar EUV Experiment (SEE) is one of four scientific instruments on the NASA TIMED spacecraft, which has been simultaneously observing the Sun and Earth's upper atmosphere since January 2002. The SEE instrument measures the irradiance of the highly variable, solar extreme ultraviolet (EUV) radiation, one of the major energy sources for the upper atmosphere.

Sensor.gifIMAGE::Extreme Ultraviolet Imager (EUV): 05/2000-, 30.4nm, /10mn
Terre-euv.png
Earth's plasmasphere at 30.4 nm. This image from the Extreme Ultraviolet Imager was taken at 07:34 UTC on 24 May 2000, at a range of 6.0 Earth radii from the center of Earth and a magnetic latitude of 73 N. The Sun is to the lower right, and Earth's shadow extends through the plasmasphere toward the upper left. The bright ring near the center is an aurora, and includes emissions at wavelengths other than 30.4 nm. (From Sandel, B. R., et al., Space Sci. Rev., 109, 25, 2003.)

  • records the spatial distribution of He+ in the plasmasphere with a frame time of 10 minutes. EUV measures the brightness of 30.4-nm sunlight resonantly scattered by He+ surrounding Earth.
  • Database.gif http://euv.lpl.arizona.edu/euv/data/index.html

Sensor.gifSoHO Spacecraft::SEM (Solar EUV Monitor), SUMER: 12/1995-, 17nm-70nm, /15sec

Sensor.gifAtmospheric Explorer-E (AE-E):1980, /quotidien
By Hans Hinteregger's group at the Air Force Geophysical Laboratory. These early measurements covered only 18 wavelengths and had no in-flight calibration technique for tracking the instrument degradation.

Sensor.gifHAO (rocket project):1992, /annuel
Project led by Tom Woods in collaboration with Gary Rottman, Don Hassler, the HAO instrumentation group, and Stan Solomon and 2 graduate students from the University of Colorado.

  • Science achievements:
    • reference spectra for the solar EUV irradiance,
    • establish long-term variability of the solar EUV irradiance
    • comprehensive thermospheric photoelectron and airglow models that agree well with the airglow measurements also made from this rocket payload
Calcul/Modélisation du flux EUV à partir de l'indice d'activité solaire

UV

(120-2495 nm)
(Far UV| MUV | NUV) (Emis: %, Reçu: %) Méthodes de mesure:

Sensor.gifNOAA::SBUVI/II (Solar Backscattered Ultraviolet spectrograph) : 11/1978 - 02/1998

Risk.gif Effet des rayons UV

Le 9 octobre 2003, au sud du Chili, la couche d'ozone qui avait perdue 50 % de son épaisseur habituelle, offrait si peu de protection contre les UV que ce jour-là, il suffisait de passer sept minutes dehors sans protection pour attraper un coup de soleil. Le sud du Chili n'est pas la seule zone atteinte. D'autres régions de l'Australie et de la Nouvelle-Zélande ont également connu des épisodes semblables.

Les rayons ultra-violets perturbent les divisions cellulaires des micro-organismes aquatiques, ce qui a de graves conséquences sur la vie aux pôles. En plus des cancers de la peau, on observe aussi un affaiblissement général du système immunitaire.

Lumière

(Emis: %, Reçu: %)

Infrarouge

(Emis: %, Reçu: %)

Radio

(Emis: %, Reçu: %)

Soleil-spectre-emis.jpg
Fichier:Soleil-spectre-émis-2.jpg

Qu´est-ce qu´un plasma  ?

Le plasma, souvent décrit comme 'le quatrième état de la matière', est un gaz ionisé : un gaz qui comprend, non seulement des atomes ou des molécules neutres, mais aussi des ions et des électrons libres. Bien que globalement neutre (il y a autant de charges positives que de charges négatives dans un plasma), le fait qu´un plasma est composé de particules chargées électriquement lui confère des propriétés particulières. Ses constituants interagissent avec les champs électriques et magnétiques, et un plasma est un bon conducteur électrique. La majeure partie de l´univers (~99%) est sous forme de plasma.

L´environnement de la Terre, au delà d´une altitude de ~80 km, mais aussi l´environnement des autres planètes, est sous forme de plasma. On y trouve la haute atmosphère ionisée, appelée ionosphère, ainsi que la magnétosphère. Celle-ci est l´environnement spatial de la Terre, dominé par le champ géomagnétique, et peuplé par des plasmas très ténus, composés essentiellement d´ions positifs et d´électrons. Le mouvement de ces particules chargées est organisé par le champ géomagnétique, mais à son tour ce mouvement génère des courants électriques, qui produisent des champs magnétiques se superposant au champ magnétique de la Terre. Champs magnétiques, champs électriques et différentes populations de plasmas dans la magnétosphère sont ainsi très couplés. La magnétosphère est d´autre part soumise au flux du plasma provenant de l´expansion de la couronne solaire dans le milieu interplanétaire et constituant le vent solaire. L´interaction de ce vent avec la magnétosphère entraîne un confinement de celle-ci dans une cavité compressée côté jour et étirée comme une queue cométaire côté nuit. Elle produit aussi des phénomènes de transfert de masse, d´énergie et de quantité de mouvement. L´énergie ainsi transférée peut être dissipée, de manière explosive, lors de processus transitoires à grande échelle qui s´appellent orages ou sous-orages magnétosphériques. Ces phénomènes, qui sont accompagnés d´une reconfiguration de la magnétosphère, donnent aussi naissance aux très spectaculaires aurores boréales et australes.

Le Vent Solaire

La couronne solaire n´a pas de frontière précise et se fond dans le milieu interplanétaire. L´expansion de la couronne se manifeste par un flot de matière ionisée qui baigne tout le système planétaire  : le vent solaire.

Le vent solaire est observé et mesuré depuis une trentaine d´années. Au niveau de l´orbite terrestre, sa vitesse moyenne est de l´ordre de 400 km·s-1, mais il existe en fait deux régimes de vent : le vent rapide (> 700 km·s-1) peu dense et le vent lent (< 300 km·s-1) et dense.

Heliosphere-windspeed.gif

Vitesse du vent solaire dans le modèle de Parker Crédit : M.G. Kivelson et C.T. Russell

Le vent solaire rapide provient des trous coronaux. " L´accélération " du vent solaire, et en particulier du vent solaire rapide, est tout comme le " chauffage " de la couronne un des grands sujets de recherche en physique solaire.

Heliosphere-IMF.gif

magnétosphère terrestre - modèle des lignes de force du champ magnétique au voisinage de la Terre - Crédit : Droits réservés

En passant au voisinage de la Terre, le vent solaire modifie la forme et la structure du champ magnétique autour de la Terre. Le vent solaire est en effet dérivé par le bouclier magnétique terrestre. Le champ magnétique terrestre nous protège des particules ionisées du vent solaire. Sous l´effet de la pression du vent solaire, le champ magnétique terrestre est déformé. L´environnement magnétique de la Terre constitue la magnétosphère. Autour de la Terre, existe une frontière très nette : la magnétopause au-delà de laquelle s´écoule le vent solaire.

Heliosphere-forces.jpg Structure en spirale d´Archimède du champ magnétique interplanétaire selon le modèle de Parker Crédit : M.G. Kivelson et C.T. Russell

Le vent solaire emporte avec lui une infime partie du champ magnétique solaire. Ceci est à l´origine de l´existence du champ magnétique interplanétaire dont les lignes dessinent une spirale d´Archimède (dite de Parker). Au niveau de l´orbite terrestre, le champ magnétique interplanétaire fait un angle d´à peu près 45° avec la direction Soleil-Terre.

Effets du vent solaire

Le Soleil influence l´environnement terrestre de trois façons différentes :

  • L´absorption du rayonnement X et UV solaire chauffe l´atmosphère terrestre et la fait se dilater. Les satellites en orbite sont freinés plus fortement quand ce rayonnement est élevé. Ceci se produit lorsque de nombreuses régions actives sont présentes sur le Soleil ou lors d´éruptions solaires.
  • Des particules chargées (électrons et ions) accélérées lors des éruptions solaires pénètrent dans les régions polaires du bouclier magnétique terrestre. Elles accélèrent l´érosion des panneaux solaires des satellites et peuvent perturber les électroniques de bord.
  • Le vent solaire et ses variations de pression liées à l´alternance des vents solaires lent et rapide ou aux perturbations engendrées par les ondes de choc des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale ont des effets plus indirects. Ceci est illustré pour l´éruption solaire du 2 mai 1998 et ses effets sur le champ magnétique terrestre. Les variations de pression du vent solaire déclenchent des perturbations du champ magnétique terrestre appelées " orages géomagnétiques ". Le nombre de particules chargées au voisinage de la Terre contenues dans les " ceintures de radiation ", dites de Van Allen, augmente, des particules sont précipitées près des pôles terrestres dans la basse atmosphère et sont à l´origine des " aurores polaires ". Ces dernières peuvent également endommager les satellites et entraîner au niveau du sol des problèmes de liaisons par câbles, voire des coupures de l´alimentation électrique sur de grandes régions.

Heliosphere-eruption.jpg


Aurores Boréales

http://www.geocities.com/photo_geo/aurores.html

Les aurores boréales, appelées aussi aurores polaires, sont causées par des éruptions solaires : les particules contenues dans la magnétosphère, ensemble de lignes du champ magnétique de la Terre, rencontrent violemment les atomes d'oxygène et d'azote de l'ionosphère, autre enveloppe externe de notre planète. Cette ionisation entraîne la formation de nuages et l'émission de lumière. L'aurore boréale est en réalité la manifestation du contact entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre.

Nature des particules précipitées dans les aurores polaires

Les particules précipitées dans les aurores polaires sont principalement des électrons. A 1000-2000 km d'altitude, ces électrons précipités vers la Terre ont une énergie de l'ordre de quelques kilo électron Volts (keV) au dessus des aurores discrètes. Au dessus des aurores diffuses, lénergie des électrons est de l'ordre de 100 eV à un keV.

Qu'est ce qui rend les aurores polaires brillantes ?

Heliosphere-aurore.jpg

Des particules d'énergie élevée arrivent sur Terre. Jusqu'à ce qu'elles atteignent 2000km d'altitude, elles ne rencontrent quasiment aucune autre particule, et leur trajectoire est déterminée par des effets collectifs du plasma (champs magnétiques et électriques), mais pas par des collisions avec d'autres particules. Il ne se produit pas de phénomène lumineux à ces altitudes (mais il peut y avoir des emissions d'ondes radio).

Lorsqu'elles atteignent quelques centaines de kilomètre d'altitude, elles rencontrent les hautes couches de l'ionosphère terrestre, nettement plus denses et plus froides. Les conditions sont alors propices aux collisions. Il y a des collisions coulombiennes (comme celles que l'on étudie en mécanique du point) entre deux particules chargées. Ces collisions modifient les trajectoires des particules mais n'engendrent pas de phénomène lumineux.

Il y a aussi des collisions plus directes avec des atomes, ou des atomes ionisés (mais gardant quand même un ou des électrons). Ces collisions vont modifier le niveau d'énergie de l'atome/ion cible. Si la collisions est violente, la particule précipitée va arracher un électron à la cible. C'est une réaction d'ionisation. C'est un des processus qui conduit à l'existence du plasma ionosphérique (néanmoins, l'ionisation par des photons UV provenant du Soleil est un processus plus important pour la production du plasma ionosphérique). Si la collision est moins violente, la cible va atteindre un niveau d'énergie plus grand. En revenant à son état initial, l'atome va émetre un photon. C'est ainsi qu'est produite la lumière des aurores.

La couleur de la nature et de l'altitude des particules ionisées. La couleur verte est émise par les atomes d'oxygène situés à 100 km d'altitude environ. Au-delà de 300 km, ces derniers émettent du rouge, tandis qu'à la même altitude, les atomes d'azote émettent du bleu et du violet.

Les aurores boréales et australes apparaissent-elles simultanément ?

Oui, les aurores sont les extrémtités terrestre d'un phénomène plus général, le sous-orage, qui affecte l'ensemble du champ magnétique de l'enveloppe terrestre. Les deux extrémités des lignes de champ (si elles sont toutes deux reliées à la Terre) sont concernées. Si une aurore se produit dans l'hémisphère nord (une aurore boréale), une aurore (australe) se produira également dans la région de l'hémisphère sud reliée à l'aurore boréale par la même ligne de champ magnétique.

Heliosphere-aurore-1.jpg Heliosphere-aurore-2.gif

Deux aurores (boréale et australes) conjuguées sont reliées par une ligne de champ magnétique (signalée en rouge). (Image F. Mottez, CETP/CNRS/IPSL).

L'ovale auroral boréal (en haut) et l'ovale auroral austral (en bas de l'image) sont conjugués. L'un ne "s'allume" pas sans l'autre. (image sonde spatiale Polar).

Risk.gifEffets EM des aurores boréales

source: http://www.cetp.ipsl.fr/intro_mottez/aurores/brillent.html

couplage atmosphere-thermosphere-ionosphere

Glossaire

Ap Index

Geomagnetique-Ap-Index.gif

File-excel.gif Ap Index
Database.gif ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/GEOMAGNETIC_DATA/INDICES/KP_AP/

Un index moyen pour l'ensemble de la planète de l'activité géomagnétique, basé sur les mesures d'un ensemble choisi de stations. "An averaged planetary A INDEX based on data from a set of specific stations.

A Index

Un index journalier de l'activité géomagnetique dérivée à partir de la moyenne des 8 indices de mesures sur 3 heures. "A daily index of geomagnetic activity derived as the average of the eight 3-hourly a indices."

a Index

A 3-hourly "equivalent amplitude" index of local geomagnetic activity; "a" is related to the 3-hourly K INDEX according to the following scale:

K    0    1    2    3    4    5    6    7    8    9
a    0    3    7   15   27   48   80  140  240  400

Kp Index

A 3-hourly planetary geomagnetic index of activity generated in Gottingen, Germany, based on the K INDEX from 12 or 13 stations distributed around the world.

Les perturbations géomagnétiques peuvent être suivies par des observatoires au sol qui enregistrent les 3 composantes du champ magnétique. L'index global Kp est calculé par la valeur moyenne des niveaux de perturbation dans les deux composantes horizontales du champ, prises sur 13 stations subaurorales sélectionnées.

"Kp" signifie "Kennziffer Planétaire".

La définition suivante des "variations K" a été donnnée par Siebert (1971):

Les variations K sont des pertubations irrégulières du champ magnétique causées par le flux de particules solaires mesuré sur une période de 3 heures. Toutes les autres autres perturbations régulières ou irrégulières sont des "variations non K". L'activité géomagnétique correspond à l'occurence de K variations.

Geomagnetic disturbances can be monitored by ground-based magnetic observatories recording the three magnetic field components. The global Kp index is obtained as the mean value of the disturbance levels in the two horizontal field components, observed at 13 selected, subauroral stations . The name Kp originates from "planetarische Kennziffer" ( = planetary index). The following definition of K variations has been given by Siebert (1971):

K variations are all irregular disturbances of the geomagnetic field caused by solar particle radiation within the 3-h interval concerned. All other regular and irregular disturbances are non K variations. Geomagnetic activity is the occurrence of K variations.

K Index

A 3-hourly quasi-logarithmic local index of geomagnetic activity relative to an assumed quiet-day curve for the recording site. Range is from 0 to 9. The K index measures the deviation of the most disturbed horizontal component.

Interplanetary Magnetic Field (IMF)

Le champ magnétique porté par le vent solaire.

Autres termes (anglais) autour de l'heliosphère

http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GLOSSARY/glossary.html