Soutenance mémoire
Le champ géomagnétique observé au sol ou en basse altitude est l’objet de nombreuses études appartenant à la géophysique interne ou externe car il intègre l’influence de nombreux processus physiques. Les données du champ magnétique terrestre ont été utilisées et sont encore utilisées pour étudier les courants électriques ionosphériques, les courants électriques magnétosphériques ainsi que les marées atmosphériques, les marées océaniques, la sismicité, etc….
Ce champ géomagnétique résulte des contributions de 4 sources principales qui se situent : 1°) dans le noyau terrestre, 2°) dans la croûte terrestre, 3°) dans l’ionosphère et 4°) dans la magnétosphère. Les composantes des sources qui sont dans le noyau et la croûte terrestre, sont les composantes internes et celles des sources qui sont dans l’ionosphère et la magnétosphère, sont les composantes externes du champ magnétique terrestre.
Le champ d’origine nucléaire ou champ principal représente près de 99% du champ total mesuré à la surface de la terre. Sa variation au cours d’une année, appelée variation séculaire, est de l’ordre de 1%. Le champ du aux roches aimantées de la croûte terrestre, est considéré comme statique à l’échelle des temps géologiques (Y. Cohen, 1989). Les composantes d’origine externe sont les principales causes des variations rapides appelées variations transitoires du champ magnétique terrestre. Elles sont associées aux systèmes de courants qui circulent dans l’ionosphère et la magnétosphère. Aux variations transitoires liées aux sources externes s’ajoute une partie interne due aux courants qu’elles sont susceptibles d’induire dans la terre solide.
Soleil et champ magnétique solaire
Le structure du Soleil
La structure interne de notre étoile est aujourd’hui plutôt bien définie à partir des observations de sa surface, mais aussi en analysant indirectement l’intérieur via des méthodes telles que l’hélio sismologie, qui consiste à étudier les mouvements sismiques de l’intérieur du Soleil. On distingue trois parties, propres à une étoile telle que notre soleil :
Le noyau: Plus de 50% de la masse du Soleil est contenue dans le noyau. Occupant environ un quart du rayon solaire, la densité est de l’ordre de 1,6.10⁵ kgm-3, avec une température de l’ordre de 15 millions de degrés, ce qui permet les réactions de fusion nucléaire transformant l’hydrogène en hélium via le cycle proton-proton.
La zone radiative: Cette zone s’étend jusqu’à 0.7 RO. L’énergie issue des réactions nucléaires est à environ 80% sous forme de radiation. Ces photons sont dans un environnement fortement ionisé. Ils vont fortement interagir avec les électrons libres ainsi qu’avec les ions. Ces photons sont d’abord absorbés, puis émis, puis de nouveau absorbés puis réémis.
La zone convective: Le transport des photons via des mouvements de plasma est efficace pour évacuer l’énergie jusqu’à la surface. Des remontées de plasma chaud croisent du plasmafroid qui redescend dans les couches plus profondes. Un proton ne met qu’une dizaine de jours pour traverser la zone convective. Ensuite le milieu est suffisamment peu dense pour que l’énergie puisse de nouveau être évacuée radiativement car le milieu devient optiquement mince et est sans interaction avec les photons, c’est l’atmosphère solaire. On définit la photosphère comme la surface du Soleil.
Champ magnétique
Dès début du 17ème siècle, Christophe Scheiner et Galilée ont commencé à mesurer et à découvrir les taches solaires à la surface du Soleil. Ce sont des zones où le champ magnétique est particulièrement intense. Ce champ magnétique est principalement généré dans la tachocline, zone de transition entre la zone radiative, en rotation uniforme, et zone convective qui est en rotation différentielle, le plasma tournant plus vite à l’équateur qu’au pôle. On peut décomposer ce champ magnétique en deux composantes: un champ poloïdal, dont les lignes de force sont principalement dans les plans contenant l’axe solaire, et un champ toroïdal avec des lignes de force concentriques autour de l’axe solaire. En 1971, Pneuman et Kopp ont proposé le modèle de la composante dipolaire . Par l’analyse de séries d’indices magnétiques Aa, Mayaud (1971, 1972), Legrand et Simon (1989) et, Simon et Legrand (1989) ont trouvé que le champ magnétique dipolaire du Soleil est responsable de 91,5% de l’activité géomagnétique. Seulement 8,5% de l’activité géomagnétique est lié au cycle de tache solaire. Cela signifie que le cycle d’activité solaire est directement lié à l’évolution de ces deux composantes au cours du temps.
L’effet ω
Les champs magnétiques qui se développent à l’intérieur du Soleil sont étirés par la rotation différentielle (le taux de rotation étant une fonction de la latitude et du rayon du Soleil) et s’enroulent autour du Soleil. Ce phénomène est appelé l’effet « Oméga » en raison de l’existence d’une boucle fermée qui relie les deux pôles du Soleil, ressemblant à lettre grecque en question . C’est la rotation différentielle du Soleil en fonction de la latitude donne une orientation nord-sud aux lignes de forces du champ magnétique et qui finissent par l’encercler en l’espace de 8 mois.
L’effet α
Le fait que les lignes de forces du champ magnétique soient inversées et tordues est provoqué par la rotation du Soleil. Ce phénomène est appelé l’effet « Alpha » parce que cette lettre grecque rappelle une boucle inversée . Les premiers modèles de la dynamo solaire assumaient que l’inversion était produite par les effets de la rotation du Soleil sur de vastes flots convectifs qui portaient la chaleur interne jusqu’à la surface solaire. Mais cette théorie entraînait des inversions bien trop nombreuses et produisait des cycles magnétiques qui ne duraient pas plus de deux ans. Des modèles « dynamos » plus récents considèrent que l’inversion est provoquée par la rotation du Soleil qui agit sur la remontée de « tubes » de champs magnétiques des profondeurs du Soleil. L’inversion des lignes de forces engendrées par cet effet Alpha formeraient les groupes de taches obéissant à la loi de Joy (inclinaison des groupes) et créeraient l’inversion du champ magnétique d’un cycle de taches solaires à l’autre (loi de Hale).
Le champ magnétique terrestre/La dynamo interne
La Terre est une planète qui possède un champ magnétique. En 1839, Gauss établit que le champ magnétique terrestre est celui d’un dipôle dont l’axe est incliné d’une dizaine de degrés par rapport à l’axe de la Terre. Il en déduit que l’origine du champ magnétique est interne. Les études de sismologie montrent que le centre de la Terre est composé d’une graine de fer solide entourée d’un noyau de fer et de nickel en fusion.
Selon les auteurs Jault et al., 2010 «Le fonctionnement de la dynamo terrestre reste assez mystérieux. Actuellement les géophysiciens explorent deux moteurs possibles des mouvements internes du noyau terrestre : d’une part les mouvements de l’axe de rotation de la Terre ; d’autre part la différence de température entre le centre de la Terre et sa surface. » Les études de paléomagnétisme ont montré que, pour une raison encore inconnue, les pôles magnétiques s’inversaient régulièrement. Actuellement, le pôle nord magnétique se trouve à proximité du pôle sud géographique.
Le champ magnétique enregistré à la surface de la terre est la somme des différentes composantes (source interne et source externe) :
B = Bp + Ba + Be + Bind (eq.1.1)
Le champ principal Bp (99% de l’intensité du champ total, Le Mouël, 1976) est créé par la dynamo nucléaire (source interne) qui est générée par les mouvements du noyau fluide de la terre . A la surface de la terre et sur toute l’épaisseur de l’atmosphère, la majeure partie de ce champ peut être grossièrement assimilée à celui d’un dipôle localisé près du centre de la terre et dont l’axe est incliné de 11,4°environ par rapport à l’axe de rotation du globe terrestre. Son intensité qui varie en fonction de la latitude et de la longitude, est en moyenne comprise entre 30 000 nT à l’équateur et 60 000 nT aux pôles. Le champ magnétique terrestre varie très lentement sur des périodes allant de quelques années à des millénaires (Courtillot et al., 1978; Courtillot et Le Mouël, 1984).
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Table des matières
Introduction Générale
Chapitre 1: Relations Terre Soleil
1.1- Soleil et champ magnétique solaire
1.1.1- Le structure du Soleil
1.1.2- Champ magnétique
1.1.2.a- L’effet ω
1.1.2.b- L’effet
1.2- Le champ magnétique terrestre/La dynamo interne
1.3- Interactions entre le soleil et la terre
1.3.1- La dynamo vent solaire/magnétosphère
1.3.2- Ionosphère et dynamo ionosphérique
1.3.2.1- Ionosphère
1.3.2.1.1- Formation des couches ionisées
1.3.2.1.2- Structure de l’ionosphère
1.3.2.1.2a- La couche D
1.3..2.1.2b- La couche E
1.3.2.1.2c- La couche F
1.3.2.1.3- Effet fontaine équatoriale
1.3.2.2- Dynamo ionosphérique régulière: mécanisme
1.3.2.2.1- Système de courant électrique ionosphérique régulier (Relation entre les densités de courant et le champ magnétique terrestre)
1.4- Conclusion
Chapitre 2: Modèles et données
2.1- Les indices solaires et magnétiques
2.1.1- L’indice Rz
2.1.2- L’indice F10.7
2.1.3- L’indice am
2.2- Les données
2.2.1- Les données de vent solaire
2.2.2- Les données à l’observatoire du Vietnam
2.2.2.a- Les données magnétiques calmes
2.2.2.b- Les données ionosphériques
2.3- Les modèles
2.3.1- Le modèle MSIS 90
2.3.2- Le modèle TIE-GCM
2.4- Conclusion
Chapitre 3: Variations de l’ionosphère et spécificité du champ magnétique au Vietnam
3.1- Introduction
3.2- Analyse des paramètres électrodynamiques ionosphériques
3.2.1- Analyse des paramètres ionosphériques sur plusieurs cycles solaires à Phu Thuy
3.2.1.1- Analyse des données
3.2.1.2- Les variations en fonction du cycle solaire et les variations à long terme
3.2.1.3- La variation saisonnière
3.2.1.4- La variation diurne
3.2.1.5- Conclusion
3.2.2- Modèle de conductivité
3.2.2.1- Formule de conductivité
3.2.2.2- Analyse des données
3.2.2.3- La variation des profils des conductivités ionosphériques
3.2.2.4- Conclusion
3.3- Etude de la variation régulière du champ magnétique au Vietnam: Sr
3.3.1- Analyse des données
3.3.2- La variation en fonction du cycle solaire
3.3.3- La variation saisonnière
3.3.4- La variation moyenne diurne: comparaison avec les autres observatoires
3.3.5- Conclusion
Chapitre 4: Simulation des variations à long terme de la fréquence critique de la région F2 : foF2
4.1- Introduction
4.2- Calcul des maxima de la densité électronique par le modèle TIEGCM
4.3- Résultats du modèle et comparaisons avec les observations
4.3.1-Simulation du changement d’activité géomagnétique
4.3.2-Simulation des marées migrantes thermosphériques
4.3.3-Simulation des marées non migrantes
4.4- Conclusion
Conclusion Générale
