" Et soudain, le ciel s’embrasa d’une couleur rougeâtre ". C’est ainsi qu’un marin anglais a décrit une aurore polaire. Malgré son nom, une aurore plaire a été observée à Bombay en Inde en 1872. Ces phénomènes célestes, dont toute personne a été émerveillée en les voyant pour la première fois, sont la plupart du temps un mélange de couleurs dansant dans le ciel. Pourtant, derrière ce spectacle de toute beauté, se cachent des phénomènes physiques très complexes mettant en jeu, en partie, l’activité solaire et le magnétisme terrestre. Mais qu’appelle-t-on aurores polaires ? Quelles sont les différences entre aurores boréales et aurores australes ? Qui les a découvertes ? Comment ont-elles été comprises durant les siècles ? Et enfin, comment les explique-t-on ? Quels sont leurs mécanismes ? Nous vous proposons de répondre à ces questions et partir explorer les " flammes des cieux ".

Les aurores polaires sont des phénomènes qui se produisent dans la haute atmosphère terrestre et qui se manifestent généralement au cours de la nuit par l’apparition dans la ciel de lueurs dont la forme et l’intensité peuvent évoluer rapidement. Elles sont observables généralement à de hautes latitudes nord (aurores boréales) ou sud (aurores australes).

Fréquentes dans les régions de haute latitude, elles apparaissent exceptionnellement aux latitudes moyennes (comme la France), en période de forte activité solaire.

Elles résultent de l’interaction entre le vent solaire et le champ magnétique terrestre.

Le plus souvent les aurores polaires sont observables dans les régions avoisinant les cercles polaires nord et sud, et plus rarement dans les régions tempérées. Elles se forment dans l’ionosphère terrestre, couche supérieure de l’atmosphère.

Elles ont lieu toute la journée, mais à cause de la luminosité du soleil, on ne les voit pas. On peut les observer seulement la nuit, mais aussi au crépuscule et à l’aube.

Au zénith, les aurores polaires les plus intenses sont environ 1000 fois plus lumineuses que le ciel nocturne le plus noir et 10 000 fois moins lumineuses qu’un ciel bleu à midi. La luminosité des aurores peut parfois dépasser celle de la pleine lune.

Les aurores polaires se situent entre les altitudes 900 km et 3000 km. Leur largeur est variable. Cependant, il arrive qu’elles fassent 4000 km de large, voire même la circonférence de la Terre par rapport au cercle polaire.

Elles sont au nombre de six :

- L’arc : c’est une arche de courbe régulière dont la bordure inférieure lisse s’étend d’un à l’autre de l’horizon.

• La bande : elle est semblable à un arc, à la différence près que la bordure inférieure de la bande forme des replis.

- La raie : c’est un rayon ou un trait de lumière brillante suspendu plus ou moins verticalement. Une raie, en fait, est une spirale ou un tourbillon compact de lumière vu de côté.

- La tache : c’est une zone de luminosité aurorale de faible extension ayant l’apparence de nuages.

• Le voile : c’est une zone lumineuse de grande extension et de forme diffuse couvrant parfois le ciel entier. Il peut être blanc ou, dans certains cas exceptionnels, rouge.

Elles disparaissent 2 à 3 heures après leur formation.

Dans une première phase, de croissance, entre 18 et 22 heures locales, on observe une lueur diffuse dans la direction du pôle, puis une bande homogène apparaît à l’horizon et se déplace en direction du zénith ; elle est suivie d’arcs qui peuvent se déformer et être animés de mouvements rapides .

Le début de la seconde phase est marqué par la rupture des formes homogènes et l’apparition de structures rayées ; on voit alors des draperies et des couronnes, très rapidement variables, en direction du zénith.

Dans une dernière phase, de recouvrement, l’aurore devient plus quiescente. Elle est surtout formée de lueurs diffuses, quelquefois de taches pulsantes qui régressent vers le nord ou disparaissent sur place.

C’est pendant la Renaissance qu’apparaissent les premières études scientifiques sur les aurores. L’appellation d’aurore boréale est donnée pour la première fois par Galilée, un astronome, mathématicien et physicien italien. L’observation et l’analyse des aurores sont surtout faites par les scientifiques européens (anglais, allemands, français, russes et surtout scandinaves). Des expéditions, dont la destination est le plus souvent la Scandinavie, sont organisées à partir du XIII° siècle afin d’étudier ces phénomènes "magiques". Petit à petit, les scientifiques font des découvertes qu’ils ne savent souvent pas interpréter. C’est pendant cette période que les phénomènes auroraux ont été rapprochés aux perturbations du champ magnétique terrestre, notamment grâce à Anders Celsius, un physicien suédois du siècle des lumières qui s’est illustré dans d’autres domaines comme l’établissement de l’échelle thermométrique centésimale.

Ce plasma ou vent solaire est électriquement neutre, formé de particules chargées positivement et négativement. Ce flux d’ions se déplace à une vitesse de un à trois millions de kilomètres par heure.

Le plasma est considéré comme le quatrième état de la matière, les trois premiers étant le solide, le liquide et le gaz. Le plasma est plus diffus, et son nom vient de l’analogie avec le plasma du sang humain qui est plus clair que le sang lui-même. Sur Terre, le plasma se trouve uniquement par fabrication artificielle, comme les tubes de néon ou les lampes à vapeurs de mercure.

La Terre, comme toutes les autres planètes du système solaire, les étoiles de l’univers et bien d’autres corps, est dotée d’un champ magnétique. Ce champ magnétique est principalement créé par des courants de roches situés à la périphérie du noyau de la Terre. Ce champ magnétique est appelé champ principal : il est complexe et quelque peu inconstant, mais les changements sont lents.

En plus du champ magnétique principal, il y a de temps à autres des changements brusques appelés orages magnétiques ou tempêtes magnétiques. Ceux-ci sont la manifestation de l’arrivée dans la magnétosphère de particules solaires chargées de magnétisme solaire. Lorsque celui-ci change brusquement, par exemple lors de protubérances à la surface solaire, le magnétisme contenu dans ces particules change constamment ce qui a pour effet de perturber les lignes de champ terrestres.

Les lignes de champ magnétique terrestre ne sont pas uniformes et régulières suivant la position que l’on a par rapport au soleil. Ainsi, les lignes de champ se situant sur la face de la Terre exposée au soleil sont comprimées contre la Terre. L’épaisseur de ces lignes de champ est de l’ordre de dix à quinze rayons terrestres. Inversement, les lignes de champ de la face non exposée au soleil sont étirées en une longue queue de six millions de kilomètres environ.

L’ionosphère terrestre est une couche superficielle de l’atmosphère nous protégeant en partie du bombardement incessant de particules venues de l’espace. L’ionosphère est composée surtout d’ions, mais aussi de quelques atomes d’oxygène et d’azote. Elle est peu dense car elle se trouve éloigné de la Terre et la pression que subissent les gaz qui la constituent est faible.

Le vent solaire éjecté par le soleil dans toutes les directions finit par arriver au niveau de la Terre. A environ 65000 kilomètres de le Terre, les particules solaires sont stoppées par ce que l’on appelle magnétopause, c’est-à-dire l’extrémité de la magnétosphère. En fait, ces particules ne sont pas stoppées mais sont déviées et sont amenées à suivre le contour de la magnétopause. Se retrouvant dans la queue de la magnétosphère, les protons et les électrons constituant le vent solaire suivent ensuite des trajectoires les ramenant vers la Terre. Les électrons ont seuls, pour la réalisation d’aurores, de l’importance et nous ne nous inquiéterons plus du sort des protons.

Ces trajectoires sont symétriques par rapport au plan de l’équateur et mènent aux régions polaires. Ces afflux d’électrons entrant dans la magnétosphère et l’ionosphère terrestre sont appelés courants de Birkeland. Leur symétrie explique le fait que les aurores boréales et australes se présentent comme des images inversées.

Arrivés à environ 10000 kilomètres d’altitude au dessus des régions polaires, certains de ces courants sont entraînés dans un profond précipice électromagnétique. Au fur et à mesure que ces électrons descendent, ils sont accélérés sous l’effet du champ magnétique. Ces électrons seront les seuls à avoir une vitesse assez grande pour pénétrer dans l’atmosphère.

Lorsqu’ils arrivent dans l’ionosphère, les électrons rencontrent les premières particules depuis leurs départ du soleil. Celles-ci sont en fait des atomes d’oxygène et d’azote. Durant leurs traversée de l’ionosphère, certains d’entre eux vont heurter ces atomes et transmettre leur énergie cinétique aux atomes cibles : ces atomes sont alors dits " excités ".

Lorsqu’il est au repos, les électrons d’un atome sont sur une certaine " couche " : l’atome possède plusieurs niveaux d’énergie. Puis, dès qu’il est percuté, l’énergie supplémentaire qu’il acquiert grâce à l’électron incident sert à faire " passer " ses électrons sur une " couche supérieure ", qui correspond à un niveau d’énergie plus élevé. D’après la règle de Klechkowski, ces niveaux d’énergie sont remplis dans l’ordre suivant : niveau 1s, puis 2s, 2p, 3s, 3p, 4s, 3d, 4p, 5s, 4d, 5p…

Les électrons du soleil entre donc en collision avec les atomes. Ces collisions peuvent être de deux types :

Ces atomes excités vont mettre un certain temps pour se désexciter. En se désexcitant, ceux-ci vont produire une radiation lumineuse, visible ou non à l’œil nu selon la nature des atomes. Cette radiation lumineuse ou grain de lumière est appelé photon. Ce photon a une certaine longueur d’onde et une certaine énergie qui sont toutes deux liées à la nature de l’atome et de l’énergie apportée par l’électron.

La couleur étant liée à la longueur d’onde, elle est donc liée au type d’atome, ainsi que de l’énergie fournie par l’électron incident :

• la couleur verte provient de l’atome d’oxygène situé entre 100 et 150 km d’altitude. La longueur d’onde de ce rayonnement est de 557,7 nm.
• les atomes d’oxygène situés à 300 km d’altitudes émettent une couleur rouge dont la longueur d’onde est de 630 nm.
• Les couleurs bleues et violettes proviennent de l’azote ionisé dont les longueurs d’onde sont aux environs de 400 nm. Oxygène Azote

Les aurores polaires sont donc des phénomènes liés à l’activité solaire et d’autres mécanismes comme le magnétisme terrestre que nous n’avons pas expliquer ici. Les aurores, conséquences de l’interaction entre notre étoile en notre planète n’ont pas seulement des effets sur notre émerveillement. Elles sont liées à des phénomènes qui ont des conséquences sur les installations humaines comme des coupures de courant ou des coupures d’émissions de radio. Notons aussi que la Terre n’est pas la seule planète du système solaire à posséder des aurores. Certaines ont été observées par des sondes spatiales. Malgré notre connaissance sur les aurores, elles gardent encore un peu de mystère avec les sons auroraux que certains ont entendus lors d’une aurore.