Soutenance mémoire
Bref historique des relations Soleil-Terre
Pour comprendre le contexte historique et scientifique dans lequel je me suis immergée pendant ces années de thèse, nous devons dérouler le fil du temps depuis les premières observations des manifestations visuelles de lumières colorées dans le ciel nocturne jusqu’à la naissance de la physique Soleil-Terre. Les aurores polaires sont un des phénomènes naturels les plus fascinants qui soient ; elles se manifestent sous forme d’ arcs, de bandes et de taches, et se déplacent souvent rapidement dans le ciel nocturne . Certains suggèrent que les aurores ont été observées dès l’âge de pierre (Eather, 1980). Ces aurores sont parfois interprétées comme des manifestations de divinités. Le nom d’aurore boréale semble avoir été inventé par Galilée en 1619. Les premières observations d’aurores boréales dans l’hémisphère sud ont été enregistrées par Cook en 1773.
L’étude scientifique sérieuse des aurores a débuté au XVIe siècle. Cependant, les premières théories avancées par de célèbres scientifiques étaient complètement fausses. Edmund Halley a suggéré que les aurores étaient « des vapeurs d’eau, qui sont raréfiées et sublimées par un feu souterrain, [et] pourraient transporter avec elles des vapeurs sulfureuses suffisantes pour produire cette apparence lumineuse dans l’atmosphère ». En 1746, le mathématicien suisse Léonard Euler pense que « les aurores sont des particules de l’atmosphère terrestre poussées au-delà de ses limites par l’impulsion de la lumière du soleil et s’élevant à une hauteur de plusieurs milliers de kilomètres. Près des pôles, ces particules ne seraient pas dispersées par la rotation de la Terre. » Benjamin Franklin pensait que les aurores étaient liées aux modèles de circulation atmosphérique (Franklin, 1779). Plus précisément, Franklin affirmait que l’atmosphère des régions polaires devait être plus lourde et plus basse que celle de la région équatoriale en raison de la moindre force centrifuge, et que l’interface vide-atmosphère devait donc être plus basse dans les régions polaires. Il a ensuite soutenu que l’électricité apportée dans la région polaire par les nuages ne serait pas capable de pénétrer la glace, et donc, traverserait la basse atmosphère et s’écoulerait le long du vide vers les régions polaires en direction de l’équateur. L’électricité serait plus visible aux hautes latitudes, où elle est dense, et beaucoup moins visible aux basses latitudes, où elle diverge. Franklin affirmait qu’un tel effet « donnerait toutes les apparences d’une aurore boréale » (Eather, 1980).
En 1985, le géophysicien Jean-Pierre Legrand publie un article sur « J.-J. Dortous de Mairan et l’origine des aurores », dans lequel J-J. Dortous de Mairan a donné la bonne définition des auroraes : » L’aurore boréale est un phénomène lumineux ainsi nommé parce qu’il a coutume de paraître du côté nord, ou de la partie boréale du ciel, et que sa lumière, lorsqu’elle est proche de l’horizon, ressemble d celle du point jour, ou à l’aurore. Sa véritable cause est, selon ce que je pense, la lumière zodiacale » (Jean-Pierre, 1985). Et Mairan de poursuivre en indiquant : « que cette matière qui compose l’atmosphère solaire vient rencontrer les parties supérieures de notre air et tombe dans l’atmosphère terrestre à plus ou moins grande profondeur. Cette matière s’enflamme soit spontanément, soit « par collision avec les particules de l’air » (Jean-Pierre, 1985).
De nombreuses autres théories sur les aurores ont été proposées au cours des 400 dernières années, notamment la réflexion de la lumière solaire sur les particules de glace, la réflexion de la lumière solaire sur les nuages, les vapeurs sulfureuses, la combustion d’air inflammable, les particules magnétiques lumineuses, la poussière météorique enflammée par la friction avec l’atmosphère, la poussière cosmique, les courants générés par l’éther cosmique comprimé, les orages, les décharges électriques entre les pôles magnétiques de la Terre et les décharges électriques entre les fines aiguilles de glace. Bien que les premières théories aurorales n’aient pas eu beaucoup de succès, les observations réalisées au cours de la seconde moitié du XVIIIe siècle et tout au long du XIXe siècle ont permis d’élucider de nombreuses caractéristiques aurorales importantes. En 1790, le scientifique anglais Cavendish a utilisé la triangulation pour estimer l’altitude des aurores (110-130 km) (Cavendish, 1790). En 1747, Anders Celsius et Olof Hiorter découvrent que chaque aurore est accompagnée d’un changement du champ magnétique terrestre (dérive d’une boussole). En 1806, ces observations ont été confirmées par Alexander Von Humboldt. En 1843, Heinrich Samuel Schwabe découvre que les taches solaires suivent un cycle de 11 ans. En 1852, Edward Sabine trouve une relation entre le nombre des taches solaires et les perturbations du champ magnétique terrestre. Aussi, Rudolf Wolf découvre une corrélation entre le nombre des taches solaires et les aurores (figure 1.2). En 1860, Elias Loomis établit une carte avec les zones d’observation maximale des aurores (en rouge sur la figure 1.3) ; il a remarqué que l’anneau étroit n’est pas centré sur le pôle géographique, mais que sa forme ovale ressemble à des lignes d’égale inclinaison magnétique, établissant ainsi la relation entre les aurores et le champ géomagnétique. En 1867, le physicien suédois Angström a effectué les premières mesures du spectre auroral. Cependant, une percée significative dans la physique aurorale n’a pas été réalisée avant la fin du XIXe siècle, lorsque les rayons cathodiques ont été découverts et identifiés comme des électrons par le physicien britannique J. J. Thomson. Par la suite, le physicien norvégien Kristian Birkeland a proposé que les aurores soient causées par un faisceau d’électrons émis par le Soleil. Ces électrons atteignant la Terre seraient affectés par le champ magnétique de la Terre et guidés vers les régions de haute latitude pour créer l’aurore. Jusqu’à la découverte des taches solaires par Galilée en 1610, on pensait généralement que le Soleil était un objet calme, parfait et sans variations. Galilée a non seulement découvert les taches sombres, mais a également noté leur mouvement vers l’ouest, ce qui a été la première indication que le Soleil tourne sur lui-même. Lors d’observations ultérieures, il a été rapidement établi que le nombre de taches solaires varie avec le temps. Cependant, ce n’est que plus de deux siècles plus tard qu’un astronome amateur allemand, Heinrich Schwabe, a noté une apparente périodicité de 10 ans dans ses années d’observation des taches solaires. Peu après la découverte de Schwabe, des astronomes professionnels ont entrepris de déterminer si ce cycle est réel ou non. Le chef de file de cet effort était Rudolf Wolf de l’observatoire de Zurich. Wolf a effectué une recherche approfondie des données antérieures et a pu établir que le nombre de taches solaires variait selon un cycle de 11 ans qui existait depuis au moins 1700. En 1890, Maunder a attiré l’attention sur une période de 70 ans, de 1645 à 1715, durant laquelle presque aucune tache solaire n’a été observée (Maunder, 1890) (figure 1.4). Cette période, connue sous le nom de période de minimum de Maunder, soulève la question de savoir si le cycle des taches solaires est une caractéristique universelle ou un phénomène récent. La première suggestion de l’existence de ce que l’on appelle aujourd’hui l’ionosphère remonte aux années 1800. Carl Gauss et Balfour Stewart ont émis l’hypothèse de l’existence de courants électriques dans l’atmosphère pour expliquer les variations observées du champ magnétique à la surface de la Terre (Gauss, 1841; Stewart, 1841).
Il était bien établi qu’il existait une corrélation directe entre le cycle solaire et les perturbations magnétiques sur la Terre. Pour expliquer cette forte corrélation, Stewart a émis l’hypothèse que des courants électriques doivent circuler dans la haute atmosphère terrestre, et que l’action du Soleil est responsable de la transformation de l’air en milieu conducteur. Il a également conclu que la conductivité de la haute atmosphère est plus élevée au maximum des taches solaires qu’au minimum. Cependant, ce point de vue n’était pas largement partagé et de solides contre arguments ont été présentés en 1892 par Lord Kelvin. L’existence de l’ionosphère a été clairement établie en 1901 lorsque G. Marconi a réussi à transmettre des signaux radio à travers l’Atlantique. Cette expérience a montré que les ondes radio étaient déviées autour de la surface de la Terre dans une mesure beaucoup plus importante que ce qui pouvait être attribué à la diffraction. L’année suivante, A. E. Kennelly et O. Heaviside ont suggéré que les charges électriques libres dans la haute atmosphère pouvaient réfléchir les ondes radio (Ratcliffe, 1967). En 1902, la première théorie physique de l’ionosphère a été proposée (Lodge, 1902).
En 1903, J. E. Taylor a suggéré de manière indépendante que le rayonnement ultraviolet solaire était la source des charges électriques, ce qui impliquait un contrôle solaire de la propagation radioélectrique (Taylor, 1903). Les premières mesures approximatives de la hauteur de la couche réfléchissante ont été effectuées par Lee de Forest et L. F. Fuller à la Federal Telegraph Company de San Francisco de 1912 à 1914 sur le trajet de 3900 km. La hauteur de la couche réfléchissante a été déduite à l’aide d’un espacement émetteur-récepteur d’environ 500 km (Villard, 1976). Cependant, les résultats de Forest-Fuller n’étaient pas bien connus, et des mesures généralement acceptées de la hauteur de la couche réfléchissante ont été effectuées en 1924 par Breit et Tuve et par Appleton et Barnett (Breit & Tuve, 1925; Appleton & Barnett, 1925). Les expériences de Breit-Tuve ont fait appel à une technique de « sondage par impulsions », qui est encore utilisée aujourd’hui, tandis qu’Appleton et Barnett ont utilisé des expériences de « changement de fréquence », qui ont démontré l’existence d’ondes descendantes par une technique d’interférence. Ces expériences ont donné lieu à un nombre considérable de travaux théoriques et, en 1926, le nom « ionosphère » a été proposé par R.A. Watson-Watt dans une lettre adressée au Radio Research Board du Royaume-Uni, mais il n’est apparu dans la littérature que trois ans plus tard (Watson-Watt, 1929). Les sondages radio de l’ionosphère semblaient initialement indiquer que l’ionosphère était constituée de couches distinctes ; nous savons maintenant que généralement ce n’est pas le cas et nous nous référons à différentes régions. Ces régions sont appelées les régions D, E et F. Les noms de ces régions proviennent d’Appleton, qui a déclaré que dans ses premiers travaux, il a écrit E pour le champ électrique réfléchi par la première couche qu’il a reconnue. Plus tard, lorsqu’il a reconnu une deuxième couche à des altitudes plus élevées, il a écrit F pour le champ réfléchi. Par la suite, il a supposé qu’il pouvait y avoir une autre couche à des altitudes plus basses et il a décidé de nommer les deux premières couches E et F et la possible couche inférieure D, permettant ainsi la désignation alphabétique d’autres couches non découvertes (Silberstein, 1959).
La technologie des fusées disponible à la fin de la Seconde Guerre mondiale a été utilisée par les scientifiques pour étudier la haute atmosphère et l’ionosphère, ouvrant ainsi la voie à l’exploration spatiale par satellite. La première charge utile scientifique embarquée dans une fusée, qui transportait des instruments permettant d’effectuer des mesures directement dans la haute atmosphère et l’ionosphère, a été lancée en 1946 sur un V-2 depuis White Sands, au Nouveau-Mexique. La charge utile de l’université du Michigan était constituée d’une sonde de Langmuir et d’un manomètre thermoélectrique. Bien que le V-2 ait échoué pendant ce vol, il a marqué le début de l’exploration directe de l’ionosphère. Le premier livre consacré à l’ionosphère a été publié en 1952 par Rawer (Rawer, 1952).
Les efforts considérables de coopération internationale, la grande quantité de données géophysiques collectées et le lancement de satellites artificiels, ont commencé pendant l’Année géophysique internationale, conduisant à la naissance de la physique Soleil-Terre. L’injection importante de fonds dans ce domaine par plusieurs pays a permis de faire progresser rapidement notre connaissance de l’environnement terrestre. Dans la phase initiale de ces explorations, chaque mesure donnait des résultats nouveaux et passionnants. On est maintenant arrivé à une phase où des mesures détaillées sont disponibles et les modèles théoriques sont généralement capables d’expliquer et de reproduire les caractéristiques à grande échelle observées de l’ionosphère terrestre. Cela ne signifie pas que cette dernière est entièrement comprise et qu’il n’y a plus rien à apprendre. Au contraire, il est temps d’identifier clairement les problèmes qui nécessitent une étude plus approfondie et de les traiter de manière systématique.
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Table des matières
Introduction
1 Relations Soleil-Terre
1.1 Bref historique des relations Soleil-Terre
1.2 Le Soleil
1.3 Le milieu interplanétaire
1.4 La magnétosphère
1.5 L’atmosphère terrestre
1.6 La thermosphère
1.6.1 Équation de la quantité de mouvement de l’atmosphère neutre
1.6.2 Perturbation atmosphérique itinérante (TAD)
1.6.3 Entraînement ionique (ion drag)
1.6.4 Effet Coriolis
1.7 L’ionosphère
1.7.1 Définition
1.7.2 Les couches de l’ionosphère
1.7.3 Émissions lumineuses (aurores et airglow)
1.7.4 Théorie de la dynamo ionosphérique
1.7.5 Conductivités ionosphériques
1.7.6 Orage magnétique
1.7.7 Orage ionosphérique
1.8 Irrégularités ionosphériques aux basses latitudes
1.8.1 Fontaine équatoriale et anomalie équatoriale
1.8.2 Bulles de plasma équatoriales (EPBs) et Pre Reversal Enhancement (PRE)
1.8.3 Equatorial Electrojet (EEJ)
1.9 Couplage électrodynamique entre les hautes et basses latitudes
1.10 Conclusion
2 Données et méthodologie
2.1 Introduction
2.2 L’expérience RENOIR
2.2.1 Présentation
2.2.2 Instrumentation
2.2.3 Analyse des données
2.3 Swarm
2.3.1 Description
2.3.2 Caractéristiques techniques
2.4 Données GPS
2.4.1 Description du système GPS
2.4.2 Mesure de la pseudo-distance
2.4.3 Mesure de phase
2.4.4 Le terme ionosphérique
2.4.5 Traitement des mesures GPS
2.4.6 Détermination du TEC à partir des pseudo-distances
2.4.7 VTEC pour la station de Rabat
2.5 Le modèle de vent horizontal
2.5.1 Base de données
2.5.2 Formulation mathématique
2.5.3 Entrées/sorties
2.6 Indices magnétiques
2.6.1 Indices Kp et Ap
2.6.2 Indice Dst
2.6.3 Indice Sym-H
2.6.4 Indice am
2.6.5 Indices d’activité aurorale AU, AL, AE, AO
2.7 Conclusion
3 Vents thermosphériques au Maroc : effets de l’activité géomagnétique
3.1 Introduction
3.2 Climatologies des vents thermosphériques nocturnes par des mesures FPI
3.3 Conclusion
4 Asymétrie interhémisphérique de l’EIA au Maroc : effets des vents méridionaux
4.1 Introduction
4.2 Méthodologie
4.3 Asymétrie interhémisphérique de l’anomalie d’ionisation équatoriale (EIA) dans le secteur africain sur 3 ans
4.3.1 Distribution latitudinale de la concentration électronique ionosphérique en fonction du temps local
4.3.2 Variabilité saisonnière de la concentration électronique ionosphérique
4.4 Effets des vents méridionaux sur l’asymétrie interhémisphérique de l’anomalie d’ionisation équatoriale en conditions calmes et perturbées
4.4.1 Quelques exemples typiques
4.4.2 Quantification de l’effet des vents méridionaux sur l’asymétrie des crêtes d’EIA
4.5 Conclusion
Conclusion
