les infos sont classées par catégories donc prenez ce que vous voulez!
Apparemment on peut pas mettre des dossiers sur le blog donc je suis obligée de faire du copier coller.
Formation des aurores
Vents solaires
Tout commence avec l’étoile la plus rapprochée de la terre : le
soleil. Sa surface est tellement brûlante qu’il s’y forme un vent qui circule
sans interruption. Ce vent solaire est assez puissant pour transporter avec lui
des particules à travers le système solaire et bien au-delà
Le vent
solaire voyagera entre 2 à 4 jours vers la terre, à des vitesses supersoniques
entre 250 km/sec. à 1000 km/sec., en transportant de grandes quantités de
particules qui sont calculées en proton/cm3.
Les vents
rapides proviennent des régions situées près des pôles du soleil. Les vents
plus lents émergent des régions équatoriales du soleil.
La vitesse et la densité du vent solaire a un impact
important sur les aurores polaires de la terre. Tout d’abord attiré par les
pôles magnétiques terrestres, le vent solaire prend ces directions. Si le vent
solaire est calme, les aurores vont se produire seulement près des pôles
magnétiques, en haute latitude. Si la vitesse du vent solaire augmente de façon
significative, les aurores vont s’amplifier, se déplacer et éclairer les
latitudes moyennes et basses. Ce sera alors le phénomène de l’ovale auroral qui
réagira et qui déterminera sa présence dans le ciel terrestre.
La
température de l'atmosphère solaire est de plusieurs millions de degrés Kelvin
(Température °C = Température °K - 273,15). À ces températures, les collisions
entre les particules sont si violentes que les atomes d'hydrogène se
décomposent en électrons et en protons. Ce "matériel" ionisé est
appelé plasma. Le vent solaire, c'est lorsque ce plasma s'éloigne du soleil
dans toutes les directions. Il transporte le champ magnétique solaire dans
l'espace interplanétaire. La vitesse et la densité de ce vent solaire varie
beaucoup; celles-ci sont plus grandes quand le vent provient des régions
actives du soleil, comme les taches ou les protubérances solaires.
4
–PROTUBÉRANCE ET FILAMENT
Sur le
soleil, les protubérances et filaments sont des poches de plasma denses et
froides dans la couronne solaire. Ces gaz, essentiellement de l’hydrogène,
sortent de la surface sous forme de colonnes qui s’éloignent de la surface du
soleil.
C’est le
champ magnétique intense qui soulève la matière dense des protubérances, qui
peuvent s’élever à des altitudes de plusieurs centaines de
kilomètres. L’agitation et l’énergie causées forment un vent solaire dans
l’espace et assez puissant pour y transporter des particules solaires.
La vitesse
moyenne du vent solaire est d’environ 250 à 300 km/sec.
Sa densité
est d’environ 1 à 3 protons cm3.
5 –TROUS
CORONAUX
Sur le
soleil, des trous coronaux apparaissent dans les secteurs foncés du soleil
situés au niveau de l’équateur au-dessus de régions actives. On peut en voir de
1 à 3 reprises par mois. Ce sont des régions isolées et plus froides, du
matériel fluide solaire s’échappe sans cesse par des brèches, par un souffle
doux comme une rafale.
Son voyage
dans l’espace se fait graduellement, la vitesse du vent solaire passera à 400 à
600 km/sec. et sa densité pourra atteindre 20 à 40 protons cm3. Le
voyage va durer 4 à 5 jours pour atteindre la terre.
Ces trous coronaux donnent assurément de belles
aurores polaires pour les latitudes moyennes et possiblement pour les latitudes
basses. Ces trous coronaux envoient des quantités suffisantes de particules
solaires, pour offrir de grandes aurores polaires dans les latitudes hautes et
moyennes et une possibilité pour les basses latitudes.
Soleil
6 – TACHE
SOLAIRE SOLAIRE ET ÉRUPTION SOLAIRES
Les taches
solaires est le nom donné à une zone de la photosphère du soleil dont la
température est inférieure à celle de son environnement. Les taches solaires
apparaissent de ce fait sous la forme de régions sombres.
Le
refroidissement qui provoque la tache est dû à la présence d’un puissant champ
magnétique centré sur elle. Elle se trouve isolée de son voisinage avec lequel
elle n’a plus d’échange thermique. Une chute de température en regard avec son
environnement fait qu’elle apparaît plus sombre. Les taches solaires se produisent
parfois de manière isolée ou apparaissent souvent en groupe.
Les
éruptions solaires sont des explosion sur le soleil , produit quand
l’énergie stockée au-dessus des taches solaires est soudainement libérée puis
une grande et rapide masse de plasma est envoyée dans l’espace. Des milliards
de tonnes de matériel voyageront à des vitesses incroyables, transportées par
le vent solaire.
Sa vitesse
augmentera à 800 à 1200 km/sec. et sa densité pourra atteindre la centaine de
Protons cm3. Une arrivée sur la terre sera prévue dans les 2 à
3 jours. Ces éruptions solaires sont appelées CME (éjection de masse
coronale).
Les taches
solaires sont des pièces rapportées créées par le champ magnétique sur la
surface du soleil. Les taches solaires sont des indications visuelles du
processus qui envoie des particules chargées dans l’espace (particule = gaz,
plasma, électron, proton). Ces
particules solaires seront capturées par les pôles magnétiques de la terre et
vont créer ainsi les aurores polaires dans les moyennes latitudes et enfin
assurément dans les basses latitudes.
Les classes
d`éruptions solaire sont
classées par ordre d’importance et de puissance (classées selon les rayons X et
gamme de longueur d’onde).
Les
éruptions de classe A B C sont petites et avec peu de
conséquence.
Les
éruptions de classe M sont moyennes et donnent un rayonnement mineur.
Les
éruptions de classe X sont très importantes et spectaculaires
Ces
éruptions peuvent avoir une envergure plus ou moins grande, les plus grandes
d’entre elles s’appelant protubérances et pouvant mesurer un million de
kilomètres.
Ce plasma ou
vent solaire est électriquement neutre, formé de particules chargées
positivement et négativement. Ce flux d’ions se déplace à une vitesse de un à
trois millions de kilomètres par heure.
11 – LE
MINIMUM ET LE MAXIMUM SOLAIRE
Le soleil
est la source des aurores polaires. D’étonnantes statistiques révèlent un cycle
de 11 ans, où le soleil connaît une activité minimale et maximale. Le tout joue
un rôle important pour les observations des aurores polaires. L’activité
solaire présente un pic d’activités révélé par l’apparition d’un plus grand
nombre de taches noires appelées tache solaire, particulièrement génératrices
de vent solaire. Durant ce maximum solaire, les régions actives sur le soleil
sont grosses et produisent des éruptions solaires nombreuses et importantes.
Champ
magnétique
Les pôles
magnétiques de la terre sont de puissants aimants. Les pôles magnétiques
du nord et du sud jouent un rôle déterminant qui attire les particules du
soleil, tout comme la magnétosphère aussi appelée champ magnétique. Il agit
comme un bouclier protecteur pour arrêter les puissants vents solaires qui
souffleraient l’atmosphère terrestre. Les particules solaires, qui sont des
protons, électrons et ions, ainsi ralenties parviendront à contourner et à
revenir vers la terre, en y trouvant des brèches dans le champ magnétique. Les
particules solaires, réchauffées et excitées, pénètrent dans l’atmosphère pour
accomplir une grande destiné
Quelques-unes
des particules du vent solaire sont capturées par le champ magnétique terrestre
et accélèrent pendant le trajet vers le bas, le long des lignes de champ
magnétique jusque vers l'ovale des aurores. En route, elles accumulent de
l'énergie qui, lorsqu'elles entrent dans l'atmosphère, et font collision avec
l'oxygène et l'azote, se transforme en lumière. C'est l'aurore!
Ce champ
magnétique est principalement créé par des courants de roches situés à la
périphérie du noyau de la Terre.
En plus du champ
magnétique principal, il y a de temps à autres des changements brusques appelés
orages magnétiques ou tempêtes magnétiques. Ceux-ci sont la manifestation de
l’arrivée dans la magnétosphère de particules solaires chargées de magnétisme
solaire. Lorsque celui-ci change brusquement, par exemple lors de protubérances
à la surface solaire, le magnétisme contenu dans ces particules change
constamment ce qui a pour effet de perturber les lignes de champ terrestres.
Les lignes
de champ magnétique terrestre ne sont pas uniformes et régulières suivant la
position que l’on a par rapport au soleil. Ainsi, les lignes de champ se
situant sur la face de la Terre exposée au soleil sont comprimées contre la
Terre. L’épaisseur de ces lignes de champ est de l’ordre de dix à quinze rayons
terrestres. Inversement, les lignes de champ de la face non exposée au soleil
sont étirées en une longue queue de six millions de kilomètres environ.
8 LE CHAMPS
MAGNÉTIQUE ET LE BZ
La
magnétosphère est un bouclier naturel et très efficace car elle protège la
terre des arrivages des particules solaires qui se dirigent vers elle. La
magnétosphère ou champ magnétique commence à protéger la terre aussi loin que
65000 km ou 3 minutes dans l’espace et fait dévier le vent solaire. Le champ magnétique
s’apparente à une grosse bulle protectrice, protégeant notre atmosphère
terrestre. Suite à de grands et puissants impacts du vent solaire avec la
magnétosphère, de grandes quantités de particules solaires seront destinées à
rentrer sur la terre, elles contourneront la terre et reviendront lentement par
l’arrière pour suivre les lignes des champs magnétiques du nord et du sud.
L’énergie
accumulée formera l’ovale auroral qui se transformera en lumière polaire. Le
champ magnétique a une orientation sud ou nord et identifié par les termes bz
et bt. Le bz négatif ouvre des portes d’entrée à travers lesquelles l’énergie
du vent solaire peut pénétrer. Le bz positif a un effet contraire et rend à la
magnétosphère son rôle de bouclier. Des sites de météo spatiale en temps réel
nous indiquent le comportement du champ magnétique et de son bz.
18. LES
PÔLES MAGNÉTIQUES
Les pôles
nord et sud sont géographiques et des poteaux fixes de données de mesures, mais
pour les aurores polaires, les pôles magnétiques sont des références
statistiques et scientifiques.
Le pôle
magnétique du nord dérive lentement à travers l’arctique canadien et erre
quotidiennement quand le champ magnétique est dérangé. Il peut se déplacer,
soit lentement ou rapidement. Le soleil émet constamment des particules
chargées de courant électrique qui se frayent des passages à travers les champs
magnétiques de la Terre et bouleversent cette dernière. Les champs magnétiques
de la Terre sont formés approximativement comme celui d’une barre aimantée et
comme aimant.
Il y a 2
pôles magnétiques, un dans l’arctique canadien (pôle nord) et du côté de
l’antarctique (pôle sud). Le pôle magnétique du nord est la destination
certaine pour un voyageur qui suit l’aiguille de sa boussole. Le pôle du nord
magnétique dérive lentement à travers l’arctique canadien et il est établi
qu’il se déplace environ au nord-ouest à 40 km par an et pourrait atteindre la
Sibérie dans environ 50 ans
Atmosphère
Les
particules solaires heurtent les atomes d’oxygène et d’azote dans la couche
supérieure de l’atmosphère (ionosphère), lesquelles deviennent subitement
lumineuses. Ce sont donc des collisions chimiques qui causeront les couleurs
aurorales.
Les
principales couleurs de l’aurore polaire sont le vert, le rouge et le bleu qui
se distinguent à travers une multitude de formes.
Les aurores
polaires se produiront à des altitudes de 90 km et au-delà de 1000 km, mais les
états d’excitation sont éphémères et ne peuvent durer que quelques secondes,
l’atmosphère
et haute atmosphère, de 90 km à 1000 km. La plupart des aurores polaires dans
la zone aurorale se retrouvent entre 90 et 150 km. L’altitude moyenne est entre
100 et 120 km. Certains rayons verticaux rouges peuvent atteindre bien
au-dessus de 500 km,
3)
L’ionosphère terrestre
L’ionosphère
terrestre est une couche superficielle de l’atmosphère nous protégeant en
partie du bombardement incessant de particules venues de l’espace. L’ionosphère
est composée surtout d’ions, mais aussi de quelques atomes d’oxygène et
d’azote. Elle est peu dense car elle se trouve éloigné de la Terre et la
pression que subissent les gaz qui la constituent est faible.
4) Arrivée
du plasma dans l’atmosphère terrestre
Le vent
solaire éjecté par le soleil dans toutes les directions finit par arriver au
niveau de la Terre. A environ 65000 kilomètres de le Terre, les particules
solaires sont stoppées par ce que l’on appelle magnétopause, c’est-à-dire
l’extrémité de la magnétosphère. En fait, ces particules ne sont pas stoppées
mais sont déviées et sont amenées à suivre le contour de la magnétopause. Se
retrouvant dans la queue de la magnétosphère, les protons et les électrons
constituant le vent solaire suivent ensuite des trajectoires les ramenant vers
la Terre. Les électrons ont seuls, pour la réalisation d’aurores, de
l’importance et nous ne nous inquiéterons plus du sort des protons.
Ces
trajectoires sont symétriques par rapport au plan de l’équateur et mènent aux
régions polaires. Ces afflux d’électrons entrant dans la magnétosphère et
l’ionosphère terrestre sont appelés courants de Birkeland. Leur symétrie
explique le fait que les aurores boréales et australes se présentent comme des
images inversées.
Arrivés à
environ 10000 kilomètres d’altitude au dessus des régions polaires, certains de
ces courants sont entraînés dans un profond précipice électromagnétique. Au fur
et à mesure que ces électrons descendent, ils sont accélérés sous l’effet du
champ magnétique. Ces électrons seront les seuls à avoir une vitesse assez
grande pour pénétrer dans l’atmosphère.
Lorsqu’ils
arrivent dans l’ionosphère, les électrons rencontrent les premières particules
depuis leurs départ du soleil. Celles-ci sont en fait des atomes d’oxygène et
d’azote. Durant leurs traversée de l’ionosphère, certains d’entre eux vont
heurter ces atomes et transmettre leur énergie cinétique aux atomes cibles :
ces atomes sont alors dits " excités ".
Lorsqu’il
est au repos, les électrons d’un atome sont sur une certaine " couche
" : l’atome possède plusieurs niveaux d’énergie. Puis, dès qu’il est percuté,
l’énergie supplémentaire qu’il acquiert grâce à l’électron incident sert à
faire " passer " ses électrons sur une " couche supérieure
", qui correspond à un niveau d’énergie plus élevé. D’après la règle de
Klechkowski, ces niveaux d’énergie sont remplis dans l’ordre suivant : niveau
1s, puis 2s, 2p, 3s, 3p, 4s, 3d, 4p, 5s, 4d, 5p…
A chaque
niveau d’énergie correspond des nombres quantiques. Ainsi, pour le niveau 1s,
on a n=1, l=0 (ce qui correspond à une orbitale atomique s) . pour le niveau
2p, on a n=2, l=1 et m=0 ou m= ± 1. Ces trois valeurs de m correspondent à trois orbitales atomiques
différentes.
Les
électrons du soleil entre donc en collision avec les atomes. Ces collisions
peuvent être de deux types :
b collisions radiatives : un électron rencontre un ion (A+)
et cela forme une particule (A*) :
A+ + e- Õ A*
b collisions
dissociatives : un électron
rencontre un ion (XY+) et cela forme deux particules excitées (X*
et Y*) :
XY+ + e- Õ X* +
Y*
Ces atomes
excités vont mettre un certain temps pour se désexciter. En se désexcitant,
ceux-ci vont produire une radiation lumineuse, visible ou non à l’œil nu selon
la nature des atomes. Cette radiation lumineuse ou grain de lumière est appelé
photon. Ce photon a une certaine longueur d’onde et une certaine énergie qui
sont toutes deux liées à la nature de l’atome et de l’énergie apportée par
l’électron.
L’énergie
d’un photon est donnée par la formule :
E = hn
De plus,
le rayonnement est caractérisé par sa longueur d’onde l :
l = c / n Þ n = c / l
L’énergie
du photon est donc :
E = hc / l
Avec : h =
6.62.10-34 Js (constante de Plank)
c = 3.108
ms-1 (célérité)
n est la fréquence du rayonnement
Cependant, notre bouclier magnétique a 2 points
de faiblesse : les pôles. C’est en effet au niveau de chacun des 2 pôles que
les lignes de force de notre champ magnétique plongent vers le coeur de la
Terre, formant ainsi 2 grands “entonnoirs magnétiques” par lesquels le plasma
solaire pénètre dans la haute atmosphère du globe terrestre, en donnant
naissance aux aurores boréales
 (pôle nord) ou
australes(pole sud) : lors de leur chute vertigineuse en direction des pôles,
les particules du plasma solaire accélèrent de plus en plus. C’est cette
accélération qui leur donne l’énergie nécessaire pour entraîner des
collisions avec l’oxygène et l’azote de notre atmosphère. Ces collisions
dégagent de la lumière : l’aurore polaire ! |
Les
formes des aurores
La dimension de l’ovale aurorale dépend de l’activité
solaire : plus le soleil est silencieux et des vents solaires calmes,
moins l’ovale est grand, contrairement plus le vent solaire frappe le champ
magnétique terrestre avec force et rafale, plus l’ovale devient large et
plus il s’étend. La largeur normale de la bande varie entre 500 et 1000 km et
on compte aussi sur un secteur de visibilité éloigné d’aussi 500 à 1000 km.
L’ovale auroral de toutes les nuits est au-dessus des régions de haute latitude
(Alaska, nord de la Scandinavie, Nunavik).
L'aurore a
la forme d'une mince bande elliptique - l'ovale auroral - centrée sur les pôles
nord et sud magnétiques, i.e. environ à 700 mètres des pôles géographiques
Des formes
sont observées et on peut les nommer :
L’arc : l’arc s’étend d’un bout à
l’autre à l’horizon comme une simple courbe; la longueur d’un arc peut
atteindre 1000 kilomètres alors que son épaisseur est inférieure à 5
kilomètres; c’est un modèle tranquille typique des périodes de basse activité
solaire.
La bande : c’est un arc qui engendre le
ciel d’est en ouest et des rayons verticaux se côtoient; la bande s’étendra à
l’horizon et les rayons seront parallèles; elle présente des formes avec des
replis flamboyants, avec des éclats de lumière à sa base de façon verticale,
avec des luminosités uniformes et flous à son sommet; c’est un modèle auroral
fréquent de périodes d’activités solaires moyennes à élevées.
Le rideau : le rideau présente des
formes magnifiques; les largeurs et les longueurs des rayons complètent une
grande partie du ciel dans des vagues d’ondulations et de formes spirales,
l’intensité de la lumière change souvent; c’est un modèle d’activité solaire
forte.
La couronne : la couronne présente des
sommets avec une base de croisement, elle est au zénith et ouvre
dans toutes les directions; de multiples possibilités de formes comme des
faisceaux rejetés dans toutes les directions; la couronne a des mouvements et
des variations très rapides; formes reliées à des périodes d’activité solaire
élevées.
Pilier-rayon : les piliers sont des traits
de lumières brillantes suspendus de façon verticale qui s’alignent; les
variations se produisent rapidement; la longueur des rayons peut être de
plusieurs centaines de kilomètres; modèle actif durant les périodes d’activité
solaire élevées.
Le voile : le voile recouvre une vaste
région de luminosité uniforme qui couvre la majeure partie ou en entier du
ciel; les couleurs sont brillantes et chatoyantes, possiblement la forme la
plus spectaculaire; modèle actif durant les périodes d’activité solaire
élevées.
La tache : la tache est une zone de
luminosité de faible étendue, ayant la forme ressemblant à un petit nuage
isolé.
Les
couleurs
Lors de
violentes tempêtes solaires, une grande quantité d'électrons et de protons
venant du soleil arrivent dans l'atmosphère terrestre et excitent les atomes
d'oxygène et d'azote, lesquels deviennent subitement lumineux et produisent les
magnifiques voiles (rubans ou rideaux) de lumière colorée que sont les aurores
polaires
il y a
seulement un faible pourcentage de l’énergie globale qui se manifeste sous la
forme de lumière visible
Parallèlement, la lumière solaire (ou les
électrons) qui arrive dans l'atmosphère terrestre entre en collision avec différentes
molécules. Chacun des gaz atmosphériques va briller différemment selon son
état, neutre ou chargé, et aussi selon l'énergie de la particule qui la frappe.
Les couleurs
sont le résultat de contacts chimiques dans l’atmosphère et la haute atmosphère
terrestre. Ces collisions impliquent l’arrivée des particules solaires par le
vent solaire. Ces protons, électrons et ions vont heurter l’azote, l’oxygène et
l’hydrogène présentes.
L’altitude,
la vitesse d’arrivée et l’excitation des éléments en cause ont un impact dans
les résultats observés. Les aurores polaires sont donc des lumières de
collisions, des impacts qui transféreront l’énergie présente.
Il y a 3
couleurs importantes de base et près de 25 couleurs différentes seront
atteintes. Le vert est la couleur la plus basse à des hauteurs de 100 à 200 km,
le rouge au dessus à des hauteurs de 200 km et plus, puis le bleu à des
hauteurs impressionnantes à des altitudes maximales. Les couleurs des aurores
polaires aperçues sont situées à des altitudes de 90 à 150 km. Les couleurs les
plus basses sont un violet bleuté qui accompagne et enveloppe les parties
inférieures de certaines formes d’aurores, soit le jaune et le blanc, puis suit
le vert. La couleur blanche est synonyme d’intensité et de puissance. La couleur
verte est vraiment celle la plus populaire et la plus vue car elle a la plus
grande densité et est la plus basse. Scientifiquement, les couleurs sont
démystifiées et répertoriées, comme par exemple des molécules d’oxygène
heurtées par des protons et électrons à une altitude de 200 km et plus
donneront la couleur rouge.
À cause de
la faible luminosité des aurores, comparable aux étoiles, elles sont présentes
le jour mais ne pourront être observées que la nuit. Nos yeux perçoivent les
couleurs à 75%, mais heureusement les pellicules photos et les appareils
numériques nous donnent des résultats de près de 100%.
La
couleur jaune-verte, la plus éclatante et la plus fréquente, est émise par les
atomes d'oxygène qui sont à environ 100 km d'altitude. Ceux qui sont plus haut,
au-delà de 300 km, émettent une lumière rouge foncé
Finalement,
les molécules d'azote, qui sont neutres, à un bas niveau, produisent une
lumière rouge pâle quand elles sont frappées par les électrons. L'azote de la
haute atmosphère devient ionisé et émet du bleu et du violet. Ce sont justement
les molécules d'azote qui produisent le bordure inférieure, dans les teintes de
rouge-violet et les côtés vagués des aurores.
La couleur
étant liée à la longueur d’onde, elle est donc liée au type d’atome, ainsi que
de l’énergie fournie par l’électron incident :
- la couleur verte provient de
l’atome d’oxygène situé entre 100 et 150 km d’altitude. La longueur d’onde
de ce rayonnement est de 557,7 nm.
- les atomes d’oxygène situés à
300 km d’altitudes émettent une couleur rouge dont la longueur d’onde est
de 630 nm.
- Les couleurs bleues et
violettes proviennent de l’azote ionisé dont les longueurs d’onde sont aux
environs de 400 nm. Oxygène Azote
Voici un exemple de la vie de tous les jours pour comprendre
la lumière des aurores. Des électrons frappent sur un écran de télévision,
laissant apparaître différentes couleurs selon le type de phosphore (rouge,
vert, bleu) qui recouvre le tube cathodique. Parallèlement, la lumière solaire
(ou les électrons) qui arrive dans l’atmosphère terrestre entre en collision
avec différentes molécules. Chacun des gaz atmosphériques va briller
différemment selon son état, neutre ou chargé, et aussi selon l’énergie de la
particule qui la frappe.
Finalement, les molécules d’azote, qui sont
neutres, à un bas niveau, produisent une lumière rouge pâle quand elles sont
frappées par les électrons.
L’azote de la haute atmosphère devient ionisé et
émet du bleu et du violet. Ce sont justement les molécules d’azote qui
produisent le bordure inférieure, dans les teintes de rouge-violet et les côtés
vagués des aurores.
Lieux
de visibilité
L’observation
des aurores polaires se font distinctement dans 3 lieux différents, soit les
régions des hautes latitudes et les régions de moyenne et basse latitudes.
Les aurores
boréales se produisent dans un secteur défini, soit dans l’ovale aurorale qui
encadre les pôles magnétiques.
Cet ovale
n’est pas fixe ; il bouge et parfois s’élargit ou se rétrécit, mais les hautes
latitudes sont favorisées considérablement.
Ces hautes
latitudes comprennent le nord de l’Alaska, le nord de la Russie, parfois de
l’ouest et le nord de la Scandinavie, sans oublier le Nunavik au Québec.
Ce sont des
endroits qui se situent de 64 o à 87 o. latitude nord magnétique
on parle de manifestations boréales de façon quotidienne.
Les zones
des latitudes magnétiques sont la Baie James - Svalbard du côté de la
Scandinavie plus aussi le centre des provinces de l’ouest canadien. Les
spectacles boréals auront besoin d`arrivage solaire par les formations de trous
coronaux sur le soleil.
Les basses
latitudes se situent dans le bas de la province du Québec, soit Québec,
Montréal et Ottawa, tout comme Oslo Helsinki et Stockholm en Scandinavie.
Il faudra de forts trous arrondis et de bonnes éruptions solaires pour assister
à des spectacles boréals.
L’ovale
polaire demeure, sauf qu’il sera changé et s’étirera vers l’équateur, une
descente vers les latitudes moyennes et basses durera entre 24 et 48 heures.
Les villages
Inuits du Nunavik sont presque tous placés sous l’ovale aurorale des spectacles
réguliers, mais il ne faut pas oublier 2 facteurs très négatifs, soit les
nuages et le soleil de minuit durant l’été.
. Le plus souvent, les aurores boréales surgissent
dans la direction du nord, mais on observe parfois de pâles rubans lumineux qui
traversent le ciel d’est en ouest.
16.
L`INDICE KP
L’indice Kp
est une donnée importante pour déterminer la puissance des aurores boréales
dans certains lieux géographiques.
Il s’agit de
l’activité géomagnétique enregistrée et qui d’un index simple de 0 a 9 La haute
latitude représente des index Kp de 1a3. Par contre, dans les lieux de basse
latitude comme Québec, l’index Kp devra être enregistré à 5 et 6. L’indice Kp
est receuilli à partir des données en temps réel enregistré par les
magnétomètres où sont répartis, entre autres, les Amériques du nord.
Si des forts
arrivages de particules solaires avec des vents solaires très violents se
manifestent, les indices Kp enregistrés faciliteront les index 4 et 5.
17.
PÉRIODE DE VISIBILITÉ
La présence
et la puissance des aurores boréales sont reliées avec l’activité du soleil.
Les aurores boréales apparaissent aussitôt la tombée de la nuit et elles
préparent le terrain à de spectaculaires jeux de lumières qui prendront forme
quelques heures plus tard. En général, les aurores boréales sont très actives
peu avant minuit.
Des
statistiques d’observation confirment les mois de septembre et mars comme les
plus propices. Les mois de septembre et octobre, février et mars sont les
périodes par excellence.
Les secteurs
des hautes latitudes ont des aurores boréales presque quotidiennes, en moyenne
latitude presque une nuit par mois et les basses latitudes auraient de bien
belles statistiques, soit 1 a 3 nuits par mois. Mais il y a un facteur non
négligeable aucune saison ne privilégie la fréquence des aurores boréales, on
peut les voir à n’importe quelle époque.
Ce cycle de
11 ans du soleil (maximum et minimum solaire) a une incidence pour les régions
des moyennes et basse latitudes, mais pour ces lieux, l’aurore polaire sera
visible autant dans les mois de juin ou août, car les heures de noirceur sont
normales.
Dans les
hautes latitudes d’Alaska – Nunavik – Haute Scandinavie sont des pays du soleil
de minuit, car dans les mois de mars à août, le soleil brille jour et nuit
pendant l’été, donc les statistiques d’observation sont faussées à cause de
cette clarté.
Ce
qui empèche de voir les aurores boréales
-
Pollution
lumineuse des villes
-
Pleine lune
-
Nuages
Exemples
pour expliquer les aurores
Les lumières
au néon fonctionnent de la même façon. Les atomes de néon ont besoin d'être
excités par l'électricité pour qu'une partie de l'énergie d'excitation se
transforme en photon, ou en lumière. Dès qu'on coupe la source électrique,
l'énergie n'est pas assez grande pour "allumer" les atomes de néon,
et la lumière s'éteint. De même, le vent solaire doit contenir assez d'énergie
pour que ses électrons excitent ceux des atomes et des molécules de la haute
atmosphère terrestre, et provoque ainsi des aurores.
Voici
un exemple de la vie de tous les jours pour comprendre la lumière des aurores.
Des électrons frappent sur un écran de télévision, laissant apparaître
différentes couleurs selon le type de phosphore (rouge, vert, bleu) qui
recouvre le tube cathodique
Luminosité ?
Au zénith,
les aurores polaires les plus intenses sont environ 1000 fois plus lumineuses
que le ciel nocturne le plus noir et 10 000 fois moins lumineuses qu’un ciel
bleu à midi. La luminosité des aurores peut parfois dépasser celle de la pleine
lune.
Quels sont
leur durée de vie et leur mode de déroulement?
Elles
disparaissent 2 à 3 heures après leur formation.
Dans une
première phase, de croissance, entre 18 et 22 heures locales, on observe une
lueur diffuse dans la direction du pôle, puis une bande homogène apparaît à
l’horizon et se déplace en direction du zénith ; elle est suivie d’arcs qui
peuvent se déformer et être animés de mouvements rapides .
Le début de
la seconde phase est marqué par la rupture des formes homogènes et l’apparition
de structures rayées ; on voit alors des draperies et des couronnes, très
rapidement variables, en direction du zénith.
Dans une
dernière phase, de recouvrement, l’aurore devient plus quiescente. Elle est
surtout formée de lueurs diffuses, quelquefois de taches pulsantes qui
régressent vers le nord ou disparaissent sur place.
C'est en juillet 2008 qu'une explication cohérente de ce phénomène a été fournie par la NASA grâce à la mission américaine THEMIS. Les scientifiques ont en effet localisé la source de ces phénomènes dans des explosions d'énergie magnétique se produisant à un tiers de la distance qui sépare la Terre de la Lune. Ils sont ainsi provoqués par des « reconnexions » entre les « cordes magnétiques géantes » reliant la Terre au Soleil qui stockent l'énergie des vents solaires.
L'étude spectrographique de la lumière émise montre la présence de l'oxygène (raie verte à 557 nm et doublet rouge à 630 et 636 nm) entre 120 et 180 km d'altitude, de l'azote et de ses composés et de l'hydrogène (656 nm) lors des aurores à protons. Aux plus basses latitudes, la couleur observée le plus fréquemment est le rouge (altitudes de 90 à 100 km).
Le phénomène se produit lorsque les particules émises par le Soleil s'électromagnétisent au-dessus de la stratosphère. Elles recouvrent ainsi le ciel de draperies phosphorescentes pouvant furtivement reproduire sur leur bord toutes les couleurs du spectre. Il faut que le ciel soit clair, dégagé de préférence sans Lune et dépourvu de lumières parasites.
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