Réponse de l ionosphère et de la thermosphère au forçage solaire. Jean Lilensten

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1 Réponse de l ionosphère et de la thermosphère au forçage solaire Jean Lilensten

2 Quelles énergies à la surface du Soleil? Rayonnement Moyen : W.m -2 Dans un événement éruptif : jusqu à W.m -2 Dont énergétique (E > ev) : 10 5 W.m -2 (un dix millionième) Particules Moyen : 10 4 W.m -2 Dans un événement éruptif : jusqu à 10 6 W.m -2

3 Quelles énergies à la surface du Soleil? Rayonnement Moyen : W.m -2 Dans un événement éruptif : jusqu à W.m -2 Dont énergétique (E > ev) : 10 5 W.m -2 (un dix millionième) Particules Moyen : 10 4 W.m -2 Dans un événement éruptif : jusqu à 10 6 W.m -2 La partie de l énergie solaire qui affecte la haute atmosphère est au plus un millionième de l énergie totale

4 Qu est-ce que le système Thermosphère / Ionosphère? La partie neutre, c est la thermosphère

5 Qu est-ce que le système Thermosphère / Ionosphère? La partie ionisée, c est l ionosphère

6 Qu est-ce que le système Thermosphère / Ionosphère? Tn < 600 < 800 < 1000 < 1500 T exosphérique Un milieu peu dense dans lequel les libres parcours moyens (ou les fréquences de collisions) sont tels que les ions et les électrons sont présents en permanence dans un gaz neutre : c est un plasma Le mélange, c est la «haute atmosphère»

7 1) Rayonnement Il s agit du rayonnement EUV / XUV : énergies > ev, et longueurs d ondes < 110 nm (cf. T. Dudok) Très variable avec l activité solaire. Difficile à caractériser.

8 1) Rayonnement

9 1) Rayonnement

10 Une source de confusion : le chauffage électronique Conduction de la chaleur Refroidissements Chauffage Ici, pour une forte activité solaire.. Variation s d un ordre de grandeur Energie stockée, consommée, réfléchie audessus de 90 km

11 A l origine des températures élevées. Valeurs courantes 1500 K en période calme, jusqu à 3000 K en période active.

12 Il faut tenir compte également de l ionisation secondaire et de la chimie complète du système ionosphère / thermosphère.

13 2) Les particules Electrons et protons d origine solaire accélérés (zone de choc, magnétosphère) Electrons et protons d origine solaire connectés au manteau de plasma (cornet polaire) Fabrice Mottez, LUTH-OBSPM, données POLAR

14 Dans les cornets polaire, énergies de l ordre de la centaine d ev («pluie polaire»), relativement constantes (faiblement dépendantes de l activité solaire) Dans les ovales, énergies de l ordre du kev à la centaine de kev, fortement dépendantes de l activité solaire)

15 Effets similaires au rayonnement : ionisation, excitation, dissociation, chauffage. Amplitudes de variation plus grandes (Te jusqu à 9000 K par exemple), mais localisées et sporadiques. Ionization rate [cm -3 s -1 ]

16 3) Les courants La magnétosphère peut être vue comme un ensemble de courants

17 qui se projettent dans l ionosphère et créent des variations de champs électriques

18 Pedersen (// E) Hall (perp à E et B) d autant plus facilement que l ionosphère est conductrice, particulièrement vers km d altitude

19 Cela crée des perturbations électriques et magnétiques mesurables, et donc caractérisées par des «indices magnétiques» Bothmer et Svaalgard, personnal communication, 2010

20 Effets sur : chauffage (Joule), chimie, échappement (vent polaire)

21 V ion = E B/B 2 Phénomènes de convection : les ions diffusent dans les neutres mais les entraînent aussi. Huang et al., JGR, 2008

22 Ici, le champ magnétique interplanétaire passe du nord au sud Lu et al., JGR, 2002

23 Le système couplé ionosphère / thermosphère est donc très sensible à l activité solaire EISCAT UHF, 24 March, 1995

24 Kelley et al., GRL, 2003

25 Mais s il existe des mécanismes de couplage avec la basse atmosphère, ils ne sont pas encore bien connus. Les plus identifiés sont :

26 . Les ondes de gravité (du bas vers le haut) Résultent en une variation de la concentration ionique / electronique et une baisse des températures (théorie du Falling sky, Rishbeth, 1980 ) Forbes et al., JGR, 2008

27 . Les sprites