1. Le vent solaire.

Notre soleil, comme toute étoile, a une intense activité nucléaire, générant par fusion nucléaire plusieurs éléments à partir de l'hydrogène (un proton et un électron). L'énorme énergie dégagée par ces fusions provoque parfois la dissociation de ces atomes en protons et électrons qui s’échappent dans l'espace, contribuant au vent solaire. Ce vent est d'une densité à peu près égale à 8 particules.cm^-3, et à une vitesse de l'ordre de 400 km.s^-1, celles-ci mettent environ 4 jours pour parvenir jusqu'à la Terre.

L’activité solaire évolue par cycle de 11 ans et présente un pic d'activité révélée par l’apparition d'un plus grand nombre de tâches et de protubérances, particulièrement génératrices de vent solaire.

2. Le magnétisme terrestre.

La Terre se protège des particules spatiales par sa magnétosphère. Quelques-unes des particules du vent solaires sont attirées par le champ magnétique terrestre et capturées par les ceintures de Van Allen qui sont au nombre de deux : l'une est chargée positivement, l'autre négativement. (Les particules prises au piège suivent un mouvement complexe non détaillé ici.)

Ces particules parviennent même à saturer ces ceintures : l'excédent est alors déversé hors de celles-ci. Elles accélèrent ensuite vers les pôles selon les lignes de champ en accumulant de l'énergie. Certaines de ces particules, suivant l'angle d'arrivée sur l'atmosphère, y pénètrent ou rebondissent.

Les particules qui arrivent à pénétrer dans la haute atmosphère viennent percuter les atomes qui y sont présents, et leur cède leur énergie. L'atome parvient alors à un état dit excité. En effet un atome possède plusieurs niveaux d'énergie. Lorsqu’il reçoit de l'énergie, ses électrons passent sur une "couche supérieure" qui correspond à un niveau d'énergie plus élevé. Ces niveaux d'énergie sont remplis dans l'ordre suivant : 1s, 2s, 2p, 3s, 3p, 4s, 3d, 4p, 5s, 4d...(d'après la règle de Klechkowski)

L'atome qui est alors dans un état instable tend à revenir dans son état le plus stable. Il cède alors une énergie équivalente à celle reçu par les particules sous forme de photons, des grains de lumière de longueurs d'ondes différentes.

L’énergie d’un photon est donnée par la formule :

d’où

Ces émissions de lumière constituent une aurore polaire.

On étudie les aurores depuis longtemps mais notamment ces 70 dernières années. Pour leurs études, diverses expériences ont été réalisées, notamment la création d’aurores artificielles par injection d’électrons à partir de fusées.

Les aurores se forment le plus souvent entre 90 et 300 km d'altitude. Les couleurs sont le reflet des atomes percutés, de leurs états (neutres ou chargés), et de l'énergie des particules incidentes. L'étude des couleurs des aurores permet donc de déduire les atomes présents dans la haute atmosphère. Celles-ci peuvent être rouges, parfois avec un soupçon de vert, de bleu, de jaune, de blanc. Mais elles sont généralement blanchâtres avec des reflets verts, rarement rouges. Leur faible luminosité permet mal a l'oeil humain de distinguer les couleurs. C'est pourquoi on étudie leurs spectres.

• Les atomes d'azote neutres à bas niveau produisent du rouge pâle quand ils sont frappés par des électrons, alors que l'azote ionisé de la haute atmosphère émet du bleu et du violet : une émission de l’ion N₂⁺ se fait à 391.4 nm (couleur d’intensité comparable à la raie verte de l’oxygène) et une autre plus faible à 427.8 nm. Certaines de ces raies (notamment celle de 391.4 nm) peuvent être renforcées par la diffusion fluorescente des photons solaires, dans une proportion de 1 à environ 100 et passer ainsi au-dessus du seuil de visibilité dans la tranche d'altitude éclairée par le Soleil.

2. Observations.

Les aurores peuvent se produire dans la haute atmosphère entre 60 et 2000 km d'altitude mais elles sont généralement situées entre 90 et 300 km. Les particules incidentes suivent les lignes de champ, donc les aurores se forment le long de ces mêmes lignes de champ, et du fait de la symétrie des ceintures de Van Allen, elles ont lieu simultanément au nord et au sud.

Elles ont lieu toute la journée mais ne sont observables que la nuit, et peuvent durer de plusieurs minutes à plusieurs heures.

Mais pour leur étude, il est nécessaire de les observées avec des appareils (caméra "plein ciel", photomètres) pour décomposer les spectres et analyser la lumière invisible à l’oeil nu, car l’oeil possède un seuil de détection des couleurs.

Ainsi, elles sont généralement observées au-delà de 60 degrés de latitude nord ou sud : on les appelle alors respectivement aurores boréales et australes. Les principales observations se font au nord du Canada, en Alaska (U.S.A.) et au nord de la Scandinavie : par exemple, à Fairbanks et Nome (Alaska, U.S.A.), plus de 200 jours avec aurores sont observés chaque année. Mais on a pu en observer jusqu’à Bombay, à 10° de latitude nord (le 21 février 1872) grâce aux explications du paragraphe précédent (diffusion fluorescente).

Par ailleurs, on observe une coïncidence entre le cycle solaire de 11 ans et l’apparition des aurores, mais les protubérances et les taches solaires n’engendrent pas forcément de grosses aurores.

A cause de la forme des lignes de champ, l’aurore a une forme elliptique - l’ovale auroral - centré sur les pôles magnétiques, à environ 700 km des pôles géographiques. La grandeur de cette forme dépend de l’activité solaire : plus le soleil est "silencieux" et le vent calme, plus l’ovale est petit, et inversement.

Remarque : le flux des électrons solaires qui parviennent jusqu'à la Terre est de 20 à 100 fois plus intense que celui des protons (de l'ordre de 10⁶ à 10¹⁰ e^-.cm^-2.sr^-1.s^-1).

Remarque : les aurores sont classées suivant leurs intensités lumineuses :

Indice 1 : référence de luminosité : la voie lactée.

Indice 2 : luminosité équivalente : cirrus éclairés par la lune.

Indice 3 : luminosité équivalente : cumulus éclairés par la lune.

Indice 4 : luminosité équivalente : très brillantes, peuvent projeter des ombres,

Conclusion

Nous avons présenté la théorie la plus communément admise dans le monde scientifique : ainsi, ce sont les particules émises par le soleil, attirées par le géomagnétisme et qui pénètrent dans l’atmosphère qui sont à l’origine des aurores. D’autres phénomènes sont liés aux aurores, telles que les perturbations radio et téléphoniques ou bien les sous orages magnétosphériques que nous n’avons pas développés ici. Citons également les radioamateurs qui se servent des aurores radioélectriques pour augmenter la portée de leurs appareils (due aux irrégularités de densité électronique). Mais les aurores possèdent encore de nombreux secrets et nous ne sommes pas près de tout connaître à leur sujet. D’autre part, la Terre n’étant pas privilégiée par rapport aux autres planètes du système solaire face au vent solaire, il existe des aurores polaires sur d’autres planètes, telles que Jupiter et Saturne, ce qui nous révèle que ces planètes possèdent donc une atmosphère et un magnétisme propre.

Autre théorie (selon Patrick Newell): accumulation de charges dans l'ionosphère car faible conductivité puis précipitation des particules : "sorte de décharge électrique, comme pour les éclairs..."