Notions physiques autour des tempêtes géomagnétiques extrêmes (1-3-1)

Mise en garde : Cet article est certainement le plus complexe de tous les articles qui paraîtront sur ce blog sur les Événements solaires extrêmes (ÉSE) car il implique la compréhension de plusieurs processus physiques à des échelles très différentes : de l’échelle du système solaire jusqu’à des modifications très locales de champ géoélectrique sur Terre, en passant par la circulation du plasma solaire entre la magnétosphère terrestre et l’ionosphère impossible à expliquer exhaustivement ici (c’est encore un champ majeur de recherche scientifique et technique). J’avais prévu de descendre jusqu’aux Courants induits géomagnétiquement.

Néanmoins, on ne va pas voir tous ces processus physiques en un article, alors que cet article est déjà bien trop long à l’heure de la pensée tweets. Donc, ce schéma va être détaillé en plusieurs parties : la compréhension physique des tempêtes géomagnétiques dans une première partie et leurs effets physiques induits sur les réseaux technologiques (Réseaux de transport d’électricité, internet, pipelines…) dans d’autres articles.

Nous allons commencer par une première partie facile d’accès pour ne pas perdre la grande majorité des lecteurs puis nous rentrerons plus en détail dans les processus physiques, tout en restant compréhensible pour un large public.

Qu’est-ce qu’une tempête géomagnétique ?

Le rôle protecteur de la magnétosphère par temps spatial calme

Comme nous l’avons vu dans les articles précédents, la terre est constamment soumise aux variations du vent solaire, c’est à dire un plasma chaud généré par le soleil, peu dense, constitué de particules chargées, formant un champ électrique et magnétique polarisé. Lorsque ce vent solaire devient intense, la magnétosphère terrestre est perturbée, ce qui créé des tempêtes géomagnétiques sur terre, souvent cantonnées aux pôles.

Les perturbations de la magnétosphère lors du passage d’une masse coronale solaire

Les tempêtes géomagnétiques sévères à extrêmes sont le plus souvent liées à l’Éjection d’une masse coronale (EMC) très importante dégagée lors d’une éruption solaire. Une EMC est une bulle de plasma beaucoup plus dense, magnétique et chaude que le vent solaire, qui, si elle est dirigée vers la terre, vient heurter la magnétosphère terrestre et s’engouffrer dans l’atmosphère. En heurtant la magnétosphère, cette EMC modifie les conditions géomagnétiques terrestres, créant des super sous-orages magnétiques, très impulsifs, qui modifient le champ géoélectrique local, portant atteinte à diverses infrastructures sur terre.

L’éruption solaire initiale

La première phase d’une tempête géomagnétique vient de l’éruption solaire elle-même, qui dégage beaucoup de rayonnements X et d’ultra-violets qui viennent sur-ioniser presque instantanément l’ionosphère côté jour dans les 8 minutes (un photon interagit avec un atome ou une molécule neutres de l’atmosphère en éjectant un électron, formant alors un ion). Elle est ressentie principalement côté jour et plus on s’approche de l’équateur, là où l’incidence des rayons solaires est la plus forte.

Un événement solaire à proton accompagne souvent les plus fortes éruptions dont les particules s’engouffrent par les pôles et y ionisant davantage l’ionosphère polaire. Ces protons arrivent quelques dizaines de minutes après l’éruption de rayonnements X et UV et peuvent durer des jours.

Lors de cette éruption, comme on le voit dans cette vidéo, il y a une éjection de masse coronale (EMC) qui, si elle est dirigée vers la terre, met environ 48h à arriver. C’est cette EMC, dense en particules fortement chargées, qui va causer la tempête géomagnétique.

Le choc de l’EMC sur la magnétosphère

La masse coronale arrive d’abord côté jour et vient percuter les lignes de champs de la magnétosphère au niveau de l’équateur où elle y transfère ses charges, de manière accélérée. Ce transfert se fait d’autant plus aisément si les lignes de champs de la magnétosphère et de la masse coronale sont opposées magnétiquement (comme deux aimants mis bout à bout par leurs pôles opposés, elles s’attirent, se choquent et se couplent). Tous les magnétomètres à la surface terrestre enregistrent un changement d’intensité du champ géomagnétique terrestre dans une phase nommée « impulsion préliminaire » ou « orage au départ brusque » ; qui durera le temps du passage de la masse coronale. Côté jour, ces chocs électromagnétiques intenses compressent la magnétosphère et produisent de forts rayonnements qui viennent sur-ioniser l’ionosphère ce qui met en mouvement de manière plus intense l’électrojet équatorial (courant à plus de 100 km d’altitude au niveau de l’équateur où circulent les électrons parallèlement à la surface terrestre). Cet électrojet s’affaiblit côté nuit où l’atmosphère est moins ionisée du fait de l’absence de rayonnement solaire. Ces rayonnements côté jour durent jusqu’à la fin du passage de l’EMC.

L’électrojet équatorial côté jour a tendance à amplifier de plusieurs fois l’onde de choc de connexion, créant des orages ionosphériques au niveau de l’équateur, qui se traduisent par de fortes impulsions électromagnétiques, dommageables à cette latitude (0 à 5°).

La précipitation des particules par les pôles

Les lignes de champs de la magnétosphère partent du noyau ferrique terrestre via les pôles. Les particules chargées de la masse coronale les empruntent pour s’engouffrer dans l’ionosphère terrestre mais plus elles descendent verticalement dans l’atmosphère pour atteindre le noyau, plus elles rencontrent de résistance liée aux molécules neutres de l’atmosphère. Elles circulent alors horizontalement, dans des courants très conductifs nommés électrojets auroraux, à plus d’une centaine de Km au dessus du sol. Plus la tempête géomagnétique sera forte, plus ces électrojets auront des comportements impulsifs, seront bas en latitude, avec des densités d’électrons très variables dans l’atmosphère donc plus ou moins également réparties.

Les chocs de reconnexion dans la queue de la magnétosphère

Mais les effets d’une tempête géomagnétique forte à extrême ne se font pas sentir que du côté jour. Il existe aussi des chocs de reconnexion côté nuit, dans la magnétoqueue de la magnétosphère. Ces chocs, en plus d’émettre eux aussi des rayonnements, ré-accélèrent très fortement les charges de la masse coronale qui se redirigent alors vers les pôles guidées par les lignes de champ magnétique terrestre, créant les aurores polaires les plus intenses mais aussi de fortes impulsions géomagnétiques lorsqu’elles viennent heurter les basses couches de l’ionosphère, où elles sont ici aussi récupérées dans les électrojets auroraux. C’est lors de cette phase que l’on note les plus forts sous orages géomagnétiques nommés « super sous-orages géomagnétiques« , très dangereux pour les infrastructures.

Modélisations de la magnétosphère par temps calme à extrême

Echelle G de sévérité des impacts des tempêtes géomagnétiques

L’échelle G est un indice simplifié de sévérité de perturbation géomagnétique, basé sur l’indice Kp mesuré par les magnétomètres terrestres. Il est diffusé au grand public dans les alertes de météo spatiale de la NOAA ou du Met office britannique.

Une des caractéristiques des perturbations géomagnétiques par rapports à beaucoup d’autres risques naturels est que les zones concernées peuvent être très vastes : continentales, voir multi-continentales même si leurs effets les plus forts ne peuvent concerner que certaines zones assez localisées plus fragiles.

Si vous souhaitez aller plus loin dans la compréhension des processus physiques à la base des tempêtes géomagnétiques, c’est ici que cela commence. Cette partie reste très vulgarisée (pas de formules mathématiques) mais il y aura à comprendre l’interaction de divers phénomènes physiques.

Les principes physiques fondamentaux

On retrouve les principes physiques de l’induction électromagnétique et des courants de Foucault dans tous les phénomènes que nous allons aborder sur les tempêtes géomagnétiques (des effets du vent solaire sur la magnétosphère jusqu’aux bobines des transformateurs des réseaux électriques) et comme ils ne sont pas du tout vulgarisés dans le grand public, ils méritent que l’on s’y arrête quelques instants.

L’induction électromagnétique

L’induction électromagnétique fut une des grandes découvertes de la physique du XIXème siècle. Découverte par Faraday, c’est la propriété d’un conducteur électrique, soumis à un champ magnétique en mouvement, a avoir une force électromotrice, qui peut se manifester par un courant électrique s’il existe un chemin fermé où peut passer ce courant. Autrement dit, tout conducteur en circuit fermé, mis dans un champ magnétique variant, est traversé par plus ou moins d’électricité.

Ces conducteurs sont surtout les lignes à haute tension, les pipelines, les tuyaux métalliques sur de grands axes, mais aussi tous les sols et sous sols conducteurs.

Les courants de Foucault

En réaction au principe d’induction électromagnétique, le conducteur alors traversé par un courant électrique se met à émettre son propre champ magnétique, opposé au champ inducteur, et une force de répulsion, qui conduit à une perte d’énergie qui se dégage sous forme de chaleur, appelée courants de Foucault. C’est le principe utilisé, par exemple en cuisine, dans les plaques de cuisson à induction (électromagnétique), qui créent des champs magnétiques fluctuants, qui engendrent des courants de Foucault à la base du récipient métallique, qui chauffent les aliments contenus.

Ces deux principes physiques universels, simples à comprendre, seront parfois invoqués à divers endroits de l’article mais pourront être reconnus à d’autres endroits sans y être fait référence.

Les conditions géomagnétiques par temps calme

Le champ magnétique interplanétaire

Le champ magnétique solaire se comporte le plus souvent comme un dipôle, c’est-à-dire comme un aimant avec un pôle nord et un pôle sud.

Le champ magnétique du soleil ne reste pas autour de soleil mais est porté par le vent solaire, chargé et polarisé, à travers tout le système solaire. On parle alors de Champ magnétique interplanétaire (CMI – IMF en anglais). Le CMI s’arrête à l’héliopause, considérée comme la limite du système solaire. Le vent solaire n’est alors plus suffisant pour repousser les vents stellaires des autres étoiles. Le CMI, entraîné par la rotation du soleil et le mouvement radial du vent solaire, a une forme de spirale (spirale de Parker).

Ce CMI est polarisé (un pôle nord et un pôle sud), magnétique, a une force totale mesurée en nanoTeslas (Bt) et 3 axes pour le représenter dans l’espace (Bx, By, Bz) ; qui ont leur importance dans la mesure de l’intensité d’une tempête géomagnétique. Le CMI est habituellement de 6nT (Bt) mais peut dépasser les 40nT en cas d’éjection de masse coronale.

Le champ magnétique terrestre : la magnétosphère

La terre est protégée des vents solaires par son champ magnétique, sa magnétosphère, (générée par les mouvements de convection de métaux en fusion dans son noyau externe, à la façon d’une dynamo qui créé des courants telluriques induits, ici expliquée par Jamy).

Hypothèse d’inductions du mouvement du CMI sur le noyau terrestre.

J’ai tellement d’hypothèses depuis le début, notamment au niveau opérationnel, que je n’ose pas les dire toutes de peur d’être attaqué au lieu d’être discuté (et l’époque s’y prête, hélas et, en plus, je n’ai pas le temps d’appuyer toutes mes hypothèses par une littérature scientifique solide). Mais cette hypothèse là, déduite de simples lois physiques universelles, vaut vraiment son pesant d’or (et non de cacahuètes) donc je m’y risque à vous la soumettre.

La Terre est constamment sous l’influence du flux variant (ou du mouvement) du champ magnétique du vent solaire ou CMI. Même s’il est consensuel de dire que le noyau terrestre est dans une dynamique auto-entretenue (mais pas tout à fait), le flux électromagnétique variant du vent solaire engendre la création de courants électriques dans le noyau ferrique de la terre, par induction électromagnétique. En réaction, la Terre fait varier son propre champ magnétique, qui s’oppose à celui du CMI et donc le noyau terrestre dégage plus ou moins de chaleur sous forme de courants de Foucault.

Cette hypothèse d’induction électromagnétique sur le noyau terrestre a alors des conséquences en géophysique, puisque la chaleur du centre de la terre devient dès lors influencée par des variations de températures d’origine spatiale (traduites en interne par des courants de Foucault) selon les variations du vent solaire et donc, son noyau variablement chauffé produirait des variations dans l’intensité de ses flux de magma et de la viscosité de son manteau. On débouche alors dans le domaine des risques naturels d’origine géologique : impulsions de courants magmatiques dans les plaques tectoniques et déséquilibres de certaines plaques au seuil de rupture, ce qui peut engendrer volcanismes, séismes, voir tsunamis… Après quelques recherches, je ne suis pas le seul à penser ces phénomènes géologiques par l’induction électromagnétique puisque la Chine étudie l’influence du passage des EMC (Ejection de masse coronale) sur la génération des séismes avec un satellite spécialement conçu et que biens des astrophysiciens s’intéressent à cette hypothèse avec des points de vue un peu différents du mien mais basés sur les conséquences des inductions électromagnétiques du CMI dans la terre. On sait aussi qu’Io, le satellite de Jupiter, a des phases d’éruptions volcaniques en relations étroites avec le champ magnétique de sa planète mère. Fermons la parenthèse maintenant.

Dynamique magnétosphère/thermosphère/ionosphère par temps calme

Les échanges de plasmas entre la magnétosphère et l’ionosphère sont des plus complexes et ont été définis par la NOAA comme un des cinq champs majeurs d’étude en météorologie spatiale si bien que tout ne pourra être décrit ici, seulement les principaux facteurs dynamiques.

La magnétosphère, comme le CMI, se comporte donc comme un dipôle (un pôle Nord et un pôle Sud) avec des lignes de champs magnétiques fermées partant des pôles et plus ouvertes en queue de magnétosphère. Elle est relativement moins efficace au niveau des pôles (cornets polaires orientés côté jour) à repousser les vents solaires. Les pôles constituent donc des zones de faiblesse de la magnétosphère où s’engouffrent les particules des vents solaires.

Toute la magnétosphère est plus ou moins ionisée puisque constituée de particules chargées issues du vent solaire mais aussi enlevées à l’ionosphère (la partie de l’atmosphère qui est en collision avec les photons et les autres particules du vent solaire).

Le vent solaire compresse la magnétosphère côté jour et s’évacue en plasma chaud le long du courant de la magnétopause, hormis via les pôles où il entre dans la magnétosphère via les lignes de champs qui partent du noyau terrestre s’il est assez intense. Parallèlement, l’ionosphère se ionise côté jour sous l’effet des rayons EUV issus des photons.

La plasmasphère est une zone dense en plasmas, constituée de particules chargées et polarisées attirées par le noyau ferrique mais moins que les atomes et molécules neutres de l’atmosphère, plus lourdes, soumises à la gravité et qui les collent à la croûte terrestre. L’ionosphère, contrairement à la plasmasphère, est soumise aux conditions atmosphériques, comme celles liés aux vents d’atomes et molécules neutres, un peu comme les vents de la météo classique qui dépendent de la pression, de la température et de la gravité. Ces vents neutres peuvent drainer des particules chargées eux-aussi et s’échapper de la haute ionosphère. Comme il n’y a pas de limite claire entre l’ionosphère et la plasmasphère, le courant d’anneau (ou annulaire – ring current) qui ceinture la plasmasphère terrestre (courant électrique lié à la dérive ouest des ions et est des électrons), est en phase avec l’activité géomagnétique mesurée par les magnétomètres terrestres. Il est surveillé et prédit en temps réel. Il est à quelques milliers de km de la surface de la terre, au niveau de l’équateur, et produit beaucoup de radiations dans la ceinture de Van Allen. La ceinture de Van Allen est une région qui contient de fortes concentrations d’électrons de l’ordre de centaines de keV et de protons énergétiques d’une énergie supérieure à 100 MeV, piégés par les champs magnétiques terrestre.

La plasmasphère se draine au contact de la haute ionosphère côté nuit (où elle perd en densité de particules chargées) mais se remplie de particules côté jour.

Là aussi, il y a une hypothèse récente relative aux pressions variables de la plasmasphère exercées sur l’atmosphère et donc sur les champs de pressions atmosphériques de la troposphère, dans lequel je n’ai pas encore eu vraiment le temps de plonger.

La queue de la magnétosphère, elle, s’étire côté nuit car ses lignes de champ ne sont pas compressées mais étirées par le flux de vents solaires. Elle est le lieu de courants et de convections plasmatiques qui eux aussi convergent de la queue de la magnétosphère vers les pôles pour venir se drainer par recombinaisons dans la haute ionosphère. Cependant, pour que le système retourne à l’état d’équilibre initial, la sortie du plasma en excès dans la magnétosphère se dégage le long de la plasmagaine et s’effectue via des lignes de champs de la magnétosphère plus ouvertes dans la magnétoqueue et qui se reconnectent aux lignes de champ du CMI (mais ces 2 schémas de la magnétosphère en condition de temps spatial calme ne le montrent pas).

Le plasma ionosphérique, lui, se déplace en vents de marées astronomiques, en fonction des gradients de chaleur et de l’attraction lunaire, ce qui produit un champ électrique et magnétique, contre les lignes de champs géomagnétiques. On parle de dynamo ionosphérique. L’ionosphère est très conductrice d’électricité (donc d’électrons), surtout entre 85km et 200 km d’altitude (voir les couches D, E, F1, F2 ionosphériques décrites dans les blackouts radios dans le précédent article) .

Par temps spatial calme, l’activité des échanges ionosphère, thermosphère et magnétosphère se déroule principalement côté jour car les rayons extrêmes ultra-violets (EUV) sont les seuls à générer du plasma dans le système (ces rayons photoniques entrent en contact avec les particules neutres en éjectent un électron, ce qui forme alors un ion). C’est aux basses latitudes, le jour, que l’incidence des rayons EUV du soleil sur l’ionosphère est la plus forte et y génère le plus d’électrons et d’ions. Ainsi, l’électrojet équatorial est en mouvement côté jour, en couche E ionosphérique, où de fortes densités d’électrons circulent en courants électriques. Cet électrojet équatorial devient sporadique au crépuscule (irrégularités et bulles de densités d’électrons). Pendant la nuit, la thermosphère se refroidit et l’ionosphère baisse en quantité d’électrons, du fait de l’absence d’EUV pour les générer et parce que les électrons ont le temps de se recombiner avec les ions pour donner des particules neutres. L’électrojet équatorial n’est plus qu’un très faible courant en phase nocturne.

Les vents neutres sont des vents de particules neutres dans l’ionosphère qui se déplacent en fonction des températures, des pressions atmosphériques et de la gravité. Une partie des vents neutres traîne les ions jusqu’aux lignes de champ de la magnétosphère qui les emporteront pendant que la plasmasphère, très chargée du côté jour, vient se drainer par recombinaison dans la haute ionosphère côté nuit.

L’inverse du phénomène se produit le jour lorsque l’électrojet équatorial se réintensifie, la thermosphère se réchauffe et l’ionosphère se charge de particules, qui emplissent alors la plasmasphère et le reste de la magnétosphère. Par temps de tempête géomagnétique, ce système est beaucoup plus chargé et complexe, comme on le détaillera après, mais seulement après avoir mis en évidence les conditions nécessaires à la genèse d’une tempête géomagnétique.

Les conditions nécessaires de tempête géomagnétique

Outre l’arrivée sur la magnétosphère d’un plasma solaire assez rapide et/ou dense (comme une importante EMC), une tempête géomagnétique est la résultante de plusieurs autres paramètres électromagnétiques.

La connexion du CMI avec la magnétosphère (Bz orienté sud)

Une condition facilitant les tempêtes géomagnétiques est l’orientation Sud du CMI afin qu’il se couple au champ magnétique orienté Nord de la magnétosphère terrestre ; magnétosphère qui conduira alors très facilement les vents solaires dans notre ionosphère par ses propres lignes de champ magnétique. (Bz sud du CMI est mesuré en valeurs négatives ; paramètre mal prédit pour le moment). A noter néanmoins, qu’en cas de conditions de vents solaires très rapides et ou denses, des tempêtes géomagnétiques peuvent se développer malgré un CMI orienté nord.

La force du CMI (Bt > 25 nT)

Une autre condition facilitant les tempêtes géomagnétiques est la force du CMI. Plus celui-ci sera puissant, plus la tempête géomagnétique sera forte (Bt > 25nT).

La composante horizontale de la tempête (Bx)

Enfin, la composante horizontale de la tempête (Bx) déterminera en grande partie l’indice de sévérité des tempêtes géomagnétiques. Pour classer cette perturbation horizontale de la tempête géomagnétique, la communauté scientifique dispose de plusieurs index.

L’index planétaire Kp

Grâce à des magnétomètres, il est possible de quantifier la perturbation horizontale du champ magnétique terrestre (nommée Bx ou composante H) selon un index K, de 0 à 9. L’activité magnétique est considérée comme calme de 0 à 5, et au-delà de 5 les perturbations géomagnétiques sont de plus en plus fortes, jusqu’à devenir extrêmes en K9. En regroupant les différentes perturbations géomagnétiques mesurées par les magnétomètres à la surface du globe, on abouti à l’index synthétique Kp (K-planetary index), à partir duquel sont classées en intensité les tempêtes géomagnétiques.

Dérivé de l’indice Kp, l’indice indice Ap, s’attache aux moyennes des variations irrégulières de la composante horizontale du champ (Bx).

L’indice de pulsation dB/dt (>500 nT/min – alerte majeure)

Il mesure l’amplitude de la variation du champ géomagnétique. Les prévisions de ces pics d’amplitudes sont essentielles pour protéger les infrastructures électriques. Cet indice est considéré comme un événement majeur à 500 nT/min et gravissime au delà de 900 nT/min (évenements Carrington et de mai 1921 estimés à 2500 nT/min). Cependant, sur un orage à départ brusque, lié au choc d’une EMC au moment de la plongée du plasma dans l’ionosphère, une variation très brusque dB/dt >100 nT/min peut également être associée à des impacts importants sur les réseaux électriques.

L’indice Perturbation Tempête temps (Dst)

C’est un indice historique utilisé pour mesurer l’intensité des tempêtes géomagnétiques, fournit par l’observatoire WDC de Kyoto. Il est basé sur les variations observées par 4 observatoires géomagnétiques situés à l’équateur qui mesurent la reprise et la croissance des convections de plasma dans le courant d’anneau de la magnétosphère ; dont les perturbations traduisent bien la perturbation horizontale du champ géomagnétique. Cette indice, se mesure en nT. Plus cet indice plonge, plus la tempête se renforce (Dst à -50 nT = tempête géomagnétique modérée, Dst à -100 nT = tempête géomagnétique forte…).

Donc, résumons : Pour qu’une tempête géomagnétique soit considérée comme dangereuse, il faut généralement un vent solaire élevé (>700km/s) et/ou une densité de particules élevée, un CMI élevé (>25nT), une forte orientation Sud du CMI et une perturbation horizontale très impulsive et forte (>100 nT/min en départ brusque, >500 nT/min en super sous-orages) et un cercle auroral bas en latitude (sur la Picardie en G5 – Kp9 par exemple).

Les dynamiques ionosphériques en conditions de tempête géomagnétique forte

Dynamique ionosphère-thermosphère-magnétosphère en tempête géomagnétique forte

Lors de forçages par un vent solaire assez intense, les électrojets auroraux apparaissent aux pôles. En conditions de tempêtes géomagnétiques fortes, ils se développent vers des latitudes bien plus basses ; pendant que l’électrojet équatorial se renforce mais, contrairement au temps calme, cette fois c’est surtout aux pôles que se produisent les échanges entre masse coronale, magnétosphère et l’ionosphère, échanges particulièrement complexes, actifs et impulsifs.

Les courants de Birkeland

En situation de tempête géomagnétique, c’est à dire lors du forçage de la magnétosphère par les vents solaires au niveau des cornets polaires, l’énergie électromagnétique de la magnétosphère et des vents solaires se diffuse dans l’ionosphère via des courants électriques géomagnétiques verticaux (Field Aligned Currents – FAC), appelés courants de Birkeland (décomposées en régions R1 & R2, déterminants pour la position latitudinale des ovales auroraux mais aussi pour leurs interactions avec le reste la magnétosphère ; très grossièrement, les FAC R1 sont en lien avec la magnétoqueue et les FAC R2 en partie avec le courant annulaire… même si c’est beaucoup plus complexe.

En réponse aux champs électromagnétiques verticaux des courants de Birkeland, les courants de Pedersen et de Hall se développent horizontalement dans l’ionosphère, dans sa couche E.

Les courants de Pedersen

Les courants de Pedersen ferment les lignes de champs des courants de Birkeland dans l’ionosphère. Si l’ionosphère est un bon conducteur des courants de Birkeland, la densité de l’air dans les basses couches de l’ionosphère est telle que les courants de Birkeland rencontrent un mur (à la manière d’une cascade qui frappe la surface) et s’évacuent alors horizontalement avec plus ou moins de turbulences, via la couche E ionosphérique très conductive, sous forme de courants de Pedersen. Ces courants de Pedersen convergent du côté crépusculaire des régions de la calotte polaire et divergent du côté de l’aube de ces régions.

Les courants de Hall ou électrojets auroraux

En réaction à ces lignes de courant, les courants de Hall, plus connus sous le nom d’électrojets auroraux, traversent et perturbent horizontalement le champ géoélectrique en lignes de champs géomagnétiques circulaires et fermées, à l’origine des aurores. Les électrojets auroraux se développent le long de la couche E de l’ionosphère, à plus de 100 km d’altitude, tout comme l’électrojet équatorial.

L’électrojet équatorial

A l’équateur cependant, les orages ionosphériques sont liés à l’influence de l’électrojet équatorial, qui amplifie de plusieurs fois les perturbations du choc CMI-Magnétosphère côté jour, qu’elles soient liée à l’impact d’une masse coronale, d’une éruption ou simplement des variations du vent solaire. Cet électrojet équatorial est encore trop peu étudiée dans la littérature scientifique alors même que beaucoup de pays équatoriaux très avancés technologiquement et spatialement pourraient fournir des prévisions dans ce domaine (Malaisie, Singapour, France en Guyane…). L’IRD, avec l’IPGP qui maintient pourtant toujours des magnétomètres de référence en zone tropicale, semble avoir délaissé ce secteur de recherche.

Les aurores polaires

Les plus puissantes sont issues des reconnexions dans la magnétoqueue

Un des principaux marqueurs de la force des tempêtes géomagnétiques sont les aurores polaires. Alors que c’est le côté jour de la terre qui est directement exposé aux rayonnements X et UV solaires des éruptions solaires puis du choc préliminaire de la masse coronale, les aurores polaires les plus intenses ont lieu surtout du côté nuit, lors de la reconnexion des lignes de champs magnétiques du vent solaire avec celles de la magnétosphère au niveau de la magnétoqueue terrestre ; reconnexion qui va accélérer les particules chargées de la masse coronale solaire le long les lignes de champs de la magnétosphère dirigées vers l’ionosphère, créant un sous orage magnétique côté nuit lorsque ces particules pénètrent et perturbent l’ionosphère.

Ce phénomène de reconnexion magnétique des lignes de champs explique 80% de la dynamique électromagnétique du système vent-solaire-magnétosphère. C’est un processus connu dans l’univers qui se produit autour d’autres étoiles et qui ne fait plus débat sur son importance.

Pour la petite hypothèse croustillante à la Star-Trek, comme ces points de reconnexion dans la magnétoqueue accélèrent à des vitesses relativistes les électrons, théoriquement, ils déformeraient assez l’espace temps pour ouvrir des portes spatiotemporelles vers d’autres endroits de l’univers si bien que la NASA s’y est intéressée de près avec la mission MMS. Néanmoins, les satellites MMS ont bien mesuré in situ ces reconnexions dans la magnétoqueue mais ne semblent pas avoir trouvé ces portes spatio-temporelles… pour le moment 🙂

La position de l’ovale auroral : marqueur de la force de la tempête géomagnétique.

La latitude magnétique atteint par l’ovale aurorale traduit visuellement la force de la perturbation horizontale du champ géomagnétique (Bx). Ainsi, plus l’ovale auroral est bas en latitude, plus la tempête géomagnétique est forte.

Latitudes attendues de l’ovale auroral en fonction de l’indice Kp

Ainsi, en fonction de l’indice Kp de tempête géomagnétique, il est possible de savoir à peu près à quelle latitude sera visible l’aurore la nuit. Par exemple, en cas de tempête géomagnétique mineure, l’aurore sera visible seulement aux hautes latitudes magnétiques, à environ 67°, soit en Islande. Mais à de plus forts indice Kp, elle pourra être visible plus bas (Londres – Lille : Kp>6, Paris : Kp>7,5, Nantes : Kp=8, Lyon et Marseille : Kp=9). Néanmoins, certaines aurores peuvent parfois être observées très bas en latitude alors que l’indice Kp est plutôt modéré. Par exemple, la nuit du 5 au 6 novembre 2023, des aurores boréales rouges ont été observées très bas en latitude (jusqu’en Turquie et au Portugal) alors que l’indice Kp n’était que de 7 au maximum.

La NOAA donne dans ses bulletins de prévision de météo spatiale, la position prévue de l’ovale auroral, non seulement pour les contemplateurs d’aurores polaires mais aussi à destination des gestionnaires de réseaux d’électricité.

Evénements extrêmes : des aurores polaires constatées jusqu’aux plus basses latitudes.

Lors de l’événement de Carrington (tempête géomagnétique extrême estimée à 2500nt/mn), des aurores boréales ont été observées jusqu’en Colombie et au sud de l’Espagne. La carte présentée ci-dessous est probablement ce qui fait le plus prendre conscience du niveau de dangerosité systémique que peuvent atteindre les tempêtes géomagnétiques extrêmes quand on sait l’influence primordiale que peut avoir l’ovale auroral sur les courants induits géomagnétiquement et donc sur les impulsions dans les systèmes électriques de part le monde. Ici, la taille de l’événement est clairement multi-continentale, pour ne pas dire mondiale.

L’observation des aurores polaires : un sujet de sciences citoyennes

Plus la tempête géomagnétique est forte, plus la précipitation de particules est forte, plus il y aura de couleurs dans l’aurore ; la première couleur visible étant la couleur rouge, seule couleur qui sera visible aux latitudes les plus basses touchées par la perturbation magnétique.

Les atomes de l’atmosphère, excités par les particules chargées entrant dans l’ionosphère, émettent alors des rayonnements dans le spectre visible ; l’oxygène d’abord dans le rouge puis dans le vert et le dioxyde d’azote dans le violet.

Ces aurores sont divisées en deux catégories visuelles.

Les aurores diffuses ont tendance à être étendues en altitude mais sans structures spatiales remarquables. Ces aurores présentent assez peu d’intérêt sur le plan visuel : tâches, lueurs et voiles à la luminosité uniforme, qui occupent une grande partie de l’atmosphère.

Les aurores discrètes, en revanche, peuvent être intenses et dynamiques et constituent généralement le type d’aurore le plus spectaculaire mais aussi les plus menaçantes pour les réseaux électriques.

La formation de ces aurores polaires est un sujet important de recherche scientifique. Pour les aurores discrètes, la théorie en vogue serait qu’elles soient liées à de puissantes ondes électromagnétiques produites lors des tempêtes géomagnétiques nommées ondes d’Alfvén, qui accélèrent les électrons pris dans les vagues de ces ondes.

Fascinantes, les aurores polaires sont un des champs d’investigation scientifique les plus vigoureux en sciences citoyennes. Grâce à des appareils de plus en plus perfectionnés à disposition du public, de plus en plus de citoyens, chasseurs d’aurores, filment, localisent et répertorient les phénomènes auroraux et sont à l’origine de la découverte de plusieurs phénomènes (Steve, dunes aurorales…).

Les sous-orages géomagnétiques

Tempête à départ brusque

Dans une tempête géomagnétique, il y a d’abord un choc initial de reconnexion côté jour lorsque les premières lignes de champs du front de la masse coronale solaire se connectent à celles de la magnétosphère, choc d’abord ressenti à l’équateur car au plus proche. La magnétosphère coté jour y est alors compressée et fortement perturbée.

Les magnétomètres enregistrent alors un renforcement brusque de l’intensité du champ géomagnétique nommé « orage (ou tempête) au départ brusque (ou soudain) » (Storm sudden commencement – SSC). Pour les ondes radio, on parle de perturbation ionosphérique soudaine.

Ce choc de reconnexion se décompose en une impulsion préliminaire de courte durée puis une impulsion principale, visibles dans les mesures du champ géomagnétique des magnétomètres. L’impulsion préliminaire est positive côté matin et, côté après midi, négative et inverse. Ensuite, depuis les basses latitudes l’onde de choc se transmet aux hautes latitudes par convection magnétosphérique (déplacement de plasma vers les pôles). Le champ géomagnétique s’installe alors dans une longue phase forte de plusieurs heures, nommée impulsion principale, où la masse plasmatique de l’EMC traverse la magnétosphère par les pôles.

Pour illustrer ce phénomène, c’est comme si on faisait exploser une grosse bombe à fusion nucléaire dans l’espace à la magnétopause au niveau de l’équateur (la fusion produit du plasma). Tout d’abord il y a une première détonation très puissante et brève créant un choc initial frontal avec la magnétosphère puis s’en suit une onde de plasma très électromagnétique (blast) qui se répand en courant le long des lignes de champ de la magnétopause jusqu’aux pôles à la façon d’une grande onde. C’est la raison pour laquelle bien des systèmes avancés de défense nationale ont des plans de réponses similaires aux impulsions électromagnétiques d’altitude, quelles soient causées par tempêtes géomagnétiques extrêmes ou par des explosions de bombes H à très haute altitude. Bien entendu, cette impulsion géomagnétique préliminaire se traduit, dans les cas extrêmes, par des Courants induits géomagnétiquement (CIG) redoutables (dB/dt>100 nT/min).

les Super sous-orages géomagnétiques – SSS

Mais cette phase préliminaire n’est rien comparée à la deuxième phase de la tempête géomagnétique, quand il y a reconnexions des lignes de champ de la masse coronale solaire avec celles de la magnétosphère côté nuit, dans la queue de la magnétosphère, dont les chocs renvoient des particules très rapides vers les pôles terrestres (ondes d’Alvén). Cette deuxième phase, de reconnexion, est nommée « phase principale de reconnexion » de la tempête géomagnétique car c’est le moment où ont lieu les plus forts sous orages géomagnétiques. Dans certains cas peu fréquents d’EMC successives, ces phénomènes peuvent se produire plusieurs fois lors d’un événement géomagnétique.

Les supers sous-orages magnétiques (SSS) sont la classe extrême des sous-orages géomagnétiques, associés à un apport massif et assez bref d’énergie solaire dans le système magnétosphère-ionosphère. Ces super sous-orages sont marqués également par une inversion de polarité de la perturbation géomagnétique, qui est généralement observée aux latitudes moyennes à élevées. Ces super sous-tempêtes sont connus depuis longtemps pour perturber gravement les systèmes techniques et électriques des régions polaires et de l’espace proche de la Terre.

Pendant un super sous-orage ionosphérique classique, les pulsations électromagnétiques (indice dB/dt) demeurent très faibles entre 5 et 55° de latitude (attention à cette donnée issue d’observations sur à peine 1 cycle solaire, le 24^ème).

La menace des Courants géomagnétiquement induits (CIG) est représentée par l’indice de perturbation dB/dt. Il y a menace quand des pics à magnitude élevée (>500 à 900 nT/min) sont observés dans la bande de latitude de 60°-75° et des pics secondaires sur les régions équatoriales de plongée.

Les effets ionosphériques sur la propagation des ondes électromagnétiques sont encore
mal appréhendés car la couche ionosphérique elle‐même n’est pas décrite assez finement par les
modèles. Il est donc encore délicat de prédire avec précision et localement les impulsions géomagnétiques locales des super sous-orages géomagnétiques et donc leurs effets locaux sur les CIG.

Conclusion

Dans cet article, j’avais prévu d’aborder les effets physiques induits par les pulsations géomagnétiques extrêmes comme ceux sur le réseau de transport d’électricité, internet, les pipelines, les réseaux de téléphonie et même les réseaux domestiques ou encore les phénomènes atmosphériques et climatiques mais cet article est déjà long. Cependant, il méritait un long développement à lui seul.

Je vous remets ici le schéma du chemin que nous avons parcouru jusqu’aux impulsions géomagnétiques. Nous verrons dans le prochain article, comment ces impulsions géomagnétiques menacent les grands réseaux de distribution d’électricité.

Bien entendu, je reste toujours disponible pour affiner, compléter ou corriger cet article auprès de ceux qui souhaiteraient y collaborer. Cet article, comme les autres rédigés sur les ESE, n’est pas issu d’un article général dans une autre langue, tout a été mis bout à bout, à partir de diverses sources scientifiques, pour vous présenter cette compréhension globale des phénomènes physiques des tempêtes géomagnétiques et aider la communauté généraliste des experts en prévention des risques majeurs et en gestion de crise à mieux prendre en compte cette typologie de risques dont elle est vraiment peu familière (désolé pour elle mais c’est la réalité).

Annexes techniques

Bibliographie scientifique

Ce n’est hélas qu’un aperçu de ce qui a été utilisé pour rédiger cet article.

G. Le, J. A. Slavin, R. J. Strangeway. Space Technology 5 observations of the imbalance of regions 1 and 2 field-aligned currents and its implication to the cross-polar cap Pedersen currents. JGR. Space Physics. V115-A7. 2010. https://doi.org/10.1029/2009JA014979

Larry Lyons. Space Plasma Physics. Encyclopedia of Physical Science and Technology (Third Edition), Academic Press, 2003, Pages 577-591. https://doi.org/10.1016/B0-12-227410-5/00716-X.

S. Hajra et al. Global observations of the short-term disturbances in the geomagnetic field and induced currents during the supersubstorms events of solar cycle 24. Space Weather. (2023). https://doi.org/10.1029/2022SW003355

Giuseppe Consolini, during the session titled ‘Effects of magnetosphere-ionosphere coupling in the polar ionosphere’. « Effects of magnetosphere-ionosphere coupling in the polar ionosphere« . 2018. ESA. https://www.youtube.com/watch?v=ifad2IQ5N4s

R. Paul Drake. High-Energy-Density Physics: Fundamentals, Inertial Fusion, and Experimental Astrophysics. Springer Science & Business Media, (2006) – 534 pages.

M.V. Klimenko, V.V. Klimenko. Disturbance dynamo, prompt penetration electric field and overshielding in the Earth’s ionosphere during geomagnetic storm. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, Volumes 90–91, 2012. https://doi.org/10.1016/j.jastp.2012.02.018

Sites internet

AuroraSaurus : Site de crowdreporting des aurores polaires, mine d’information par et pour les chasseurs d’aurores mais aussi pour la communauté scientifique qui y collabore.

SpaceWeatherNews : « Activité aurorale »