TOUT CE QUE VOUS DEVEZ SAVOIR SUR LES AURORES BORÉALES

Comprendre l'aurore

Explorez le mystère de l'aurore boréale.

Toucher les étoiles

Nous devons l’Aurore, admirée la nuit, à notre Soleil :). C’est son activité constante qui nous fournit le « carburant » nécessaire à la formation des aurores. L’énergie du Soleil, immense boule de plasma, résulte de réactions de fusion thermonucléaire au cours desquelles (dans des conditions de pression extrême) des noyaux d’hydrogène s’unissent pour former des atomes d’hélium. Cela s’accompagne du dégagement d’énormes quantités de chaleur et de lumière.

Le plasma en ébullition à la surface de l’étoile et la rotation inégale du Soleil (notre Soleil est une boule de gaz) font que les lignes du champ magnétique se comportent de manière désordonnée.

Elles s’entortillent de plus en plus jusqu’à ce qu’à un certain moment se produise un phénomène appelé reconnexion magnétique — la connexion des lignes du champ magnétique, ou en pratique leur destruction. C’est ainsi que naissent les éruptions solaires — des émissions de rayonnement sur l’ensemble du spectre électromagnétique. Les éruptions peuvent être accompagnées d’énormes explosions qui projettent de puissantes quantités de plasma dans l’espace. Nous appelons les plus grandes d’entre elles des CME (Coronal Mass Ejections). Très souvent, le vent solaire (un flux de protons et d’électrons chargés) est également expulsé d’un trou coronal à champ magnétique ouvert, ce qui soutient en outre le nuage de plasma et lui confère une plus grande vitesse.

Le trio cosmique

L’observation du Soleil et la prévision des aurores ne seraient pas possibles sans les différentes sondes que nous avons envoyées dans l’espace.

Satellites GOES: Dans un premier temps, ils nous renseignent sur l’intensité de l’éruption en mesurant le flux de rayons X. La vitesse de la lumière fait que cette information apparaît quelques minutes seulement après l’éruption. Ces satellites météorologiques américains sont positionnés à 35 790 km au-dessus de la Terre et surveillent la météo spatiale sur le côté.

Sonde SOHO: Parallèlement, la sonde SOHO permet d’observer les éruptions. Elle est équipée, entre autres, d’un coronographe (un disque bloquant la lumière directe du Soleil, permettant d’observer des détails plus faibles) et d’un ensemble d’instruments destinés à l’étude de la surface du Soleil et de l’héliosphère.

Sonde DSCOVRVR Probe: Cette sonde orbite autour du point de Lagrange L1, à environ 1,5 million de km de la Terre. À ce point, les forces gravitationnelles du Soleil et de la Terre s’équilibrent. La DSCOVR (Deep Space Climate Observatory) s’y trouve. Sa mission est de mesurer le vent solaire (et d’avertir de ses dangers) et d’analyser le plasma. Pour nous, chasseurs d’aurores, son travail est inestimable. Mais pourquoi est-il si important ?

Vent cosmique

Lorsqu’une CME se produit en « direction » de la Terre, nous avons la possibilité qu’une aurore boréale se forme. Cependant, avant de pouvoir l’observer, de nombreuses conditions doivent être réunies.

D’abord — l’éruption est-elle suffisamment puissante ? Nous classons sa puissance en 4 catégories : la plus faible B, C, M, et la plus forte (et la plus rare) X. Il existe également 9 niveaux au sein de chaque catégorie. Grâce aux satellites GOES, nous pouvons savoir presque immédiatement à quelle force nous avons affaire. Les plus puissantes peuvent être accompagnées d’une éjection de plasma.

La matière éjectée du Soleil devient elle-même une source de champ magnétique, possédant ses propres pôles et son orientation dans l’espace. Nous appelons cela le IMF – Interplanetary Magnetic Field ; c’est ce qu’analyse la sonde DSCOVR, et cette information est la plus cruciale pour nous.

DSCOVR mesure 3 attributs principaux :

Vitesse des particules : moyenne d’environ 450 km/s, bien que la plage soit assez large (d’environ 250 à même 2000 km/s).
Densité des particules.
Intensité : décrite par la valeur générale Bt, et son orientation (composante Bz, positive ou négative).

La vitesse et la densité nous renseignent ensemble sur l’énergie totale du nuage (elles doivent être suffisamment élevées pour atteindre les pôles de la Terre), tandis que l’intensité, étudiée par un magnétomètre, laisse entrevoir avec quelle « facilité » (avec quelle puissance) le nuage va « se lier » au champ magnétique terrestre. Dans cette mesure, l’orientation dans l’espace est extrêmement importante : l’interaction entre les particules du nuage et notre atmosphère n’aura lieu qu’en cas d’orientation Sud. Si l’IMF a une orientation Nord, ses particules seront « repoussées » de la Terre, et malheureusement — pas d’aurore ! Mais pour que ce ne soit pas trop simple — l’orientation spatiale de l’IMF peut s’inverser à tout moment, ce qui ne fait que souligner la nature insaisissable de l’Aurore :)

À partir du moment où il atteint la sonde DSCOVR, sous l’influence des forces électromagnétiques à l’intérieur de la magnétosphère terrestre, le flux de particules accélère considérablement, tout en nous laissant encore plusieurs dizaines de minutes pour nous habiller et préparer nos appareils photo.

Le célèbre indice Kp

La plupart des applications de type « alerte aux aurores » fonctionnent à l’aide de l’indice Kp. Il ne s’agit rien de plus qu’un résumé final de tous les processus évoqués précédemment. Il est fourni en « direct » par le NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC), en tenant compte des relevés des magnétomètres déjà installés à la surface de la Terre.

Le Kp est exprimé sur une échelle de 10 degrés (0-10) et définit les perturbations géomagnétiques. IMPORTANT : les perturbations géomagnétiques ne sont PAS équivalentes à une aurore boréale ; elles décrivent la probabilité de sa formation. Nous considérons qu’un Kp supérieur à 5 indique une aurore possible.

Caméra tout ciel de l’Institut suédois d’astrophysique

Le cadre est positionné comme si vous étiez allongé sur le dos, la tête orientée vers le nord et regardant l’ensemble du ciel.

L’aurore boréale au bord de l’image se trouve à son zénith à une distance d’environ 300 km.

Les images sont actualisées chaque minute.

Prévision à 30 minutes fournie par NOAA

Ce modèle fournit une prévision à court terme de l’intensité de l’ovale auroral pour l’hémisphère Nord.

Il est basé sur les conditions du vent solaire et du champ magnétique interplanétaire (IMF) mesurées par le vaisseau spatial ACE.

La carte montre l’intensité et la localisation de l’ovale auroral au moment indiqué dans le coin droit de la carte.

Dans des lieux situés jusqu’à 1 000 kilomètres au nord ou au sud de l’ovale auroral, l’aurore peut encore être visible près de l’horizon dans des conditions d’observation optimales.

Couleurs de l’aurore...

Comme nous le savons tous, l’aurore résulte de collisions entre des électrons provenant du Soleil et des molécules de gaz présentes dans l’atmosphère terrestre. Il est temps d’en apprendre davantage sur ses couleurs.

L’atmosphère terrestre présente une structure en couches ; plus on se rapproche de la surface de notre planète, plus la densité et la variété des atomes et des molécules augmentent. Dans ce contexte, les parties les plus élevées de l’atmosphère sont bombardées par les électrons les plus rapides. Plus on descend, plus les électrons sont « interceptés » et plus leur vitesse diminue.

Les molécules d’oxygène situées aux plus hautes altitudes se chargent le plus fortement en électrons, mais cet excès d’énergie doit être libéré sous forme de photon. Chaque molécule/atome libère son excès d’énergie à une fréquence qui lui est propre, ce que nous percevons comme différentes couleurs. L’oxygène le plus fortement « excité » le libère sous forme de lumière rouge. Cela explique essentiellement pourquoi, dans le cas d’aurores intenses observées loin vers le sud, la couleur dominante est précisément le rouge.

Plus bas, la densité des atomes d’oxygène augmente et la composition de l’atmosphère s’enrichit en d’autres éléments ; le temps nécessaire (et donc la quantité d’énergie transférée) pour exciter les atomes d’oxygène diminue. Ainsi, au lieu du rouge, apparaît la couleur verte — la plus dominante dans les aurores.

Ce n’est qu’à des altitudes d’environ 100 km au-dessus de la Terre que se produisent des interactions avec les atomes d’azote et d’hélium, donnant lieu à des couleurs bleues, violettes (pourpres) et parfois rosées/rouges.

... et ses formes fantaisistes

Chaque aurore est un spectacle absolument unique. Cela s’explique par le fait que son comportement dépend des propriétés locales du champ magnétique — et le magnétisme terrestre est lui aussi soumis à des changements constants et subtils. De plus, les particules du vent solaire ne se déplacent pas le long des lignes de champ magnétique — elles avancent en spirale.

Tous les processus décrits ci-dessus (et bien d’autres encore !) influencent la forme finale du spectacle lumineux : parfois ce sera un ovale/couronne, d’autres fois le ciel deviendra vert, et si nous avons un peu de chance, nous observerons des rideaux de lumière en mouvement, des tourbillons ou des « ailes d’ange ».

Si vous ne souhaitez pas geler ou séjourner trop loin des régions actives en aurores, consultez les caméras disponibles en ligne.

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