Manuscrit
Influence de l'activité solaire sur les émissions
Sous-sections
Introduction
Ce chapitre décrit les résultats publiés dans Culot et al. (2004), article présenté intégralement dans l'annexe D où nous étudions l'influence de l'activité solaire sur les émissions diurnes de l'oxygène atomique. Nous nous sommes donc limités aux mesures de la raie rouge et de la raie verte obtenues pendant les jours où l'activité magnétique était calme, c'est à dire que nous n'avons considéré que les journées pour lesquelles l'indice magnétique journalier Ap était inférieur à 10. Les observations Windii ont d'abord été analysées comme indiqué dans le chapitre 2.4.1 pour obtenir l'altitude et l'intensité du maximum de la couche. Dans la première partie je présente les résultats de la modélisation Transcar pour ces deux paramètres dans le cas de 2 journées d'observation Windii et ceci pour chaque raie étudiée. Puis dans la deuxième partie, j'utilise une moyenne zonale (voir chapitre 2.4.2) pour caractériser le comportement statistique du maximum de chaque couche sur l'ensemble des données Windii, comportement qui sera de nouveau comparé aux simulations Transcar.
Modélisation des données Windii
J'ai choisi pour chaque raie de présenter la modélisation de deux journées qui correspondent à des conditions de flux solaire très différentes. En plus de ce critère sur le flux, j'ai pu séléctionner pour la raie verte des journées présentant des similarités au niveau de l'orbite, car les données disponibles sont beaucoup plus nombreuses. Les résultats sont présentés en fonction de l'angle solaire zenithal (SZA) qui est, avec l'activité solaire, l'un des principaux paramètres qui controlent l'émission diurne. Il faut toutefois garder à l'esprit que chaque SZA correspond à une latitude différente (qui dépend de l'orientation du satellite), et que la latitude est un autre paramètre qui joue sur l'émission diurne, à travers la variation latitudinale de l'atmosphère neutre. C'est pourquoi, sur chaque figure j'ai aussi indiqué l'extension en latitude des observations.
La raie rouge
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Sur les figures 4.1 et 4.2 sont représentées
les mesures effectuées par Windii le 29 avril 1992 et le 9 janvier 1995. L' indice f10.7
était respectivement égal à 128,5 et 73,7, c'est à dire correspondait à des conditions de
flux solaire moyen et faible; l'indice Ap était égal à 7
pour les deux journées. Sur ces deux figures, j'ai tracé sur le panneau du
haut l'évolution de la latitude
en fonction de l'angle solaire zénithal, qui représente la partie éclairée de l'orbite moyenne
du satellite pour la journée considérée. Le panneau central indique le taux d'émission
volumique de la raie rouge exprimé en photons/cm3/s,
en fonction de l'angle solaire zénithal.
Et enfin le panneau du bas montre
l'altitude en km du maximum d'émission de la raie, toujours en fonction de
l'angle solaire zénithal.
Sur le panneau central et le panneau du bas, les points représentent les
intensités et altitudes des maximums d'émission pour chacune des quinze orbites de la journée,
et les courbes avec les losanges représentent les résultats obtenus
avec le modèle Transcar. Chaque losange correspond à une exécution du modèle à la latitude moyenne
correspondante (indiquée sur le panneau du haut) pendant une période de 10 heures précédent l'heure
locale de la mesure, le suivi d'orbite expliqué dans le chapitre 3.2 n'ayant pas encore été implémenté.
La courbe reliant les losanges est une interpolation linéaire entre les résultats du modèle.
Le taux d'émission volumique au maximum d'emission décroit de 370 à 180 photons/cm3/s le 29 avril 1992
lorsque l'angle solaire zenithal augmente de 22° à 85°.
Le 9 janvier 1995, la variation de l'angle solaire zenithal est plus faible, 40° à 80°,
et la variation de l'émission est aussi plus faible : de 200 à 150 photons.cm/3/S.
L'altitude du maximum d'émission, de l'ordre de 200 km le 9 Janvier, varie de 210 à 250 km le 29 avril.
Alors que le 9 janvier les données sont très peu dispersées d'une orbite à l'autre,
on observe le 29 avril une dispersion un peu plus importante pour les forts angles solaires zenithaux,
qui dans ce cas correspondent à des latitudes aurorales.
La très faible dispersion traduit de très petites variations longitudinales et
justifie l'utilisation des moyennes zonales
que nous avons faite pour l'étude statistique ci-après .
La première remarque que l'on peut faire sur la modélisation est que les
résultats Transcar sont en bon accord général avec les
mesures Windii: le modèle reproduit correctement les variations de l'intensité
du maximum d'émission avec l'angle solaire zénithal, et ceci pour
des conditions de flux solaire faible (pour le 9 janvier 1995, panneau du
milieu sur la figure 4.2), ou pour des
conditions de flux solaire plus fort (pour le 29 avril 1992, panneau du milieu sur la figure 4.1).
On note toutefois pour les faibles angles solaires zénithaux,
une petite différence entre les résultats du modèle et les mesures
de l'instrument, avec une sous-estimation de Transcar de l'ordre de 10%.
Plusieurs explications potentielles de cette sous-estimation ont été examinées.
Le modèle Transcar ne prend pas encore en compte l'influence des photoélectrons
conjugués, c'est-à-dire des photoélectrons produits dans l'hémisphère opposé et
transportés le long des lignes de champ magnétique.
Cependant, Torr et al. (1990) ont montré, en prenant l'exemple des émissions
de O
(
P) à 732 nm et de N2(2P) à 337,1 nm qui sont principalement
produites par l'action de ces électrons énergétiques, que l'influence des
photoélectrons conjugués ne peut être perçue qu'uniquement de nuit et en hiver.
Ainsi, prendre en compte ces photoélectrons conjugués dans Transcar n'apporterait
pas de changement significatif dans le calcul des émissions lumineuses diurnes.
De plus, l'écart observé correspond aux basses latitudes pour le premier jour (entre l'équateur
et 20° Sud, c.f. figure 4.1, panneau du haut), mais
correspond au contraire à des plus hautes latitudes pour le deuxième jour (supérieures
à 30° en valeur absolue, c.f. figure 4.2, panneau du haut), ce
qui implique que le désaccord observé ne provient pas d'une variation de latitude.
Une autre explication plausible de cet écart au niveau des faibles
angles solaires zénithaux, vient de l'indice de flux solaire utilisé par Transcar:
f10.7. Cet indice ne décrit pas parfaitement le flux solaire EUV
(voir chapitre 1.3 et ci-après en 4.3). L'influence du flux solaire EUV sur les émissions diurnes
étant plus importante aux petits angles solaires zénithaux, cela pourrait expliquer que l'écart
entre les mesures Windii et les résultats Transcar ne soit visible que pour des
angles solaires plus petits que 45°.
L'altitude du pic d'émission de la raie rouge (panneaux du bas des figures figures 4.1 et 4.2) est sur-estimée par le modèle d'environ 10 km. Bien que 10 km soit l'ordre de grandeur d'un pas de la grille d'altitude utilisée dans la région F, nous ne pouvons pas affirmer que cela soit la cause de la différence observée. Le pas de la grille d'altitude étant intimement liée au pas des autres grilles utilisées dans le modèle, il n'a pas été possible de faire des tests complémentaires.
La raie verte
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Comme pour la raie rouge, je présente deux journées afin d'étudier
les variations du pic thermosphérique de la raie verte. Ces deux dates sont
le 25 octobre 1992, avec un indice f10.7 de 146,8 et un Ap de 7, et
le 23 décembre 1995, avec f10.7=71,2 et Ap=8.
Les figures 4.3 et 4.4 montrent les données
pour ces deux journées qui ont été choisies pour les similitudes au niveau de
l'orbite du satellite, avec les petits angles solaires zénithaux correspondant
aux basses latitudes et des angles solaires zenithaux supérieures à 60° correspondant
aux moyennes latitudes de l'hémisphère sud (panneaux du haut).
L'activité magnétique est elle aussi similaire pour ces
deux journées, indiquant que la principale différence entre ces deux jeux de
données provient de l'intensité du flux solaire.
Les deux panneaux centraux des figures 4.3 et 4.4 montrent une
variation diurne du maximum de la raie verte thermosphérique beaucoup plus importante que celle de la raie rouge.
Pour la journée avec le plus fort flux solaire (25 octobre 1992, f10.7=146,8),
les taux d'émission volumiques sont presque deux fois plus importants que ceux mesurés
dans les conditions de flux solaire faible (23 décembre 1995, f10.7=71,2).
Le maximum de la raie thermosphérique est proche de 150 km d'altitude pour les angles
solaires zenithaux de 30° à 50°, quelque soit la journée considérée (panneaux du bas).
L'altitude augmente ensuite avec l'angle solaire zenithal,
un peu plus rapidement le 25 octobre que le 29 décembre, c'est à dire lorsque le flux solaire est plus important.
Les importantes variations du maximum de la raie ont été convenablement reproduites par le
modèle Transcar, comme le montrent les losanges sur les figures 4.3 et 4.4.
Une petite surestimation est visible aux faibles angles solaires zenithaux qui
correspondent aux basses latitudes. Elle
est de moins de 10% et les résultats du modèle ne dépassent pas les
valeurs maximales mesurées par Windii.
Le modèle reproduit de plus très bien l'altitude du maximum de la couche (losanges sur les panneaux du bas).
L'adéquation du modèle Transcar avec les mesures de
l'interféromètre est meilleure le 23 décembre (figure 4.4) que le 25 octobre (figure 4.3),
journée pendant laquelle les données sont moins dispersées. Cette dispersion est dans les
deux journées présentées plus importante que pour la raie rouge.
Ceci est un résultat typique des données et peut être attribué à la plus grande importance
des phénomènes dynamiques, comme les marées atmosphériques et les ondes planétaires,
au niveau de la basse thermosphère.
Résultats statistiques
J'étudie ci après l'ensemble des jounées d'observations Windii entre 1992 et 1995
pour lesquelles l'activité magnétique était faible, c'est à dire avec
des indices Ap inférieurs à 10.
Cela représente 22 jours pour l'émission de la raie rouge et 97 pour
la raie verte.
Cette petite quantité de données raie rouge est due au planning de Windii qui consistait typiquement à une journée de mesures raie rouge et trois journées raie verte par semaine. Il est à noter également que pendant plusieurs périodes aucune observation raie rouge n'a été réalisée.
Les résultats exposés représentent les moyennes zonales des intensités et altitudes des maximums d'émission, tracées en fonction de l'activité solaire, pour trois angles solaires différents : 30°, 50°, et 70°. L'activité solaire est représentée soit par l'indice f10.7 qui est utilisé par la modélisation Transcar, soit par l'indice MgII qui a été présenté dans le chapitre 1.3. Thuillier et Bruisma (2001) ont montré que cet indice était meilleur que f10.7 pour rendre compte du comportement de la thermosphère et suggèrent de l'utiliser pour la modélisation semi-empirique. Maharaj-Sharma et Shepherd (2003), dans leur étude de la raie verte mésophérique et thermosphérique, ont examiné cinq indices différents pour caractériser le flux solaire EUV. Pour la couche thermosphérique, leurs résultats suggèrent aussi que MgII est meilleur que f10.7.
La raie rouge
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La figure 4.5 montre les taux d'émission volumique
(panneaux de gauche)
ainsi que les altitudes 
des maximums d'émission (panneaux de droite)
tracés en fonction de l'indice f10.7.
Les panneaux du haut correspondent à l'angle solaire zénithal de 30°,
ceux du milieu à l'angle de 50°, et ceux du bas à l'angle de 70°.
J'ai également indiqué dans le coin supérieur
gauche des panneaux de gauche, les coefficients de
correlation entre les taux d'émission volumique au maximum et l'indice f10.7,
en considérant qu'il existe une relation linéaire entre les deux quantités.
Cette figure nous permet d'étudier l'influence de l'angle solaire
zénithal, et du flux solaire, sur l'émission de la raie rouge de l'oxygène atomique.
En ce qui concerne l'influence de l'angle solaire zénithal,
on peut noter d'après les mesures Windii que l'intensité de
l'émission diminue avec celui-ci. En effet, si l'on considère
un angle solaire zénithal 
de 30° (panneau du haut), nous avons une valeur moyenne
de 300 photons.cm/3/s, alors que nous avons environ
250 photons.cm/3/s à
(panneau au centre),
et 230 photons.cm/3/s
à
(panneau du bas). Cela signifie que l'intensité de l'émission diminue
d'environ 25% lorsque le Soleil passe d'une position quasiment au zénith
à une position quasiment horizontale (
).
Cette diminution s'explique
par le fait que plus l'angle solaire est grand, plus la couche d'atmosphère
traversée par le flux EUV en provenance du Soleil est grande, et donc
ce flux EUV est atténué et la réaction qui fait intervenir les impacts
de photoélectrons voit sa contribution diminuer.
Et nous avons vu que cette réaction est prépondérante dans la production
de la raie rouge de l'oxygène atomique (c.f. partie 3.1.4).
Par contre, l'angle solaire zénithal a peu d'influence sur
l'altitude du pic d'émission de la raie rouge. Sa valeur moyenne est de d'environ 210 km d'altitude lorsque l'angle solaire zénithal
est inférieur à 70°.
En ce qui concerne l'influence de l'activité solaire sur les émissions,
on peut dire que lorsque l'indice f10.7 augmente, et avec lui le
flux EUV, la réaction faisant intervenir les impacts de photoélectrons
voit sa contribution augmenter. Ainsi, plus le flux EUV est important,
plus l'émission de la raie rouge sera intense.
Sur le panneau du haut de la figure 4.5, on peut voir que
la variation en fonction de l'indice f10.7 est très importante :
on passe d'un taux d'émission volumique d'environ 230 photons/cm3/s pour les
faibles flux solaires (f10.7 
70), à plus de 350 photons/cm3/s
pour les flux solaires plus importants (f10.7 150),
ce qui représente une augmentation d'environ 50%.
Les variations sont du même ordre de grandeur pour les angles solaires
zénithaux égaux à 50° et 70°.
L'altitude du pic d'émission est également sensible à l'augmentation
du flux solaire EUV, et augmente avec celui-ci d'environ 10%, quel
que soit l'angle solaire zénithal considéré.
Les résultats de Transcar présentés dans la section 4.2.1
ont été reportés sur la figure 4.5 (losanges verts),
et des simulations supplémentaires pour des activités solaires intermédiaires
ont été rajoutées (cercles rouges). Ainsi, nous pouvons évaluer
l'adéquation des résultats du modèle avec les mesures Windii, ceci
pour les trois angles solaires zénithaux considérés, et pour des activités
solaires représentées par un indice f10.7 allant d'environ 70 jusqu'à 130.
Nous retrouvons au vu de cette comparaison les tendances exposées dans la
partie 4.2.1, à savoir une très bonne modélisation
de l'intensité du maximum d'émission de la raie rouge, et une légère
sur-estimation de l'altitude du pic d'émission, de l'ordre d'une
dizaine de kilomètres.
La figure 4.6 montre les mêmes données que sur la
figure 4.5 mais tracées cette fois en fonction de
l'indice MgII.
On note que les coefficients de corrélation entre l'intensité du maximum d'émission
et l'indice de flux solaire utilisé, qui étaient bons avec l'indice f10.7, sont
encore meilleurs avec l'indice MgII.
En particulier pour les
deux plus petits angles solaires zénithaux, c'est-à-dire quand
l'influence du flux solaire EUV est la plus forte.
En effet, ces coefficients de correlation étaient de 0,85, 0,87, et 0,93,
pour l'indice f10.7 et
pour les angles solaires zénithaux respectivement égaux à 30, 50, et 70°.
Pour l'indice MgII, ils sont maintenant égaux respectivement à 0,97, 0,95, et 0,94.
Ceci indique que l'activité solaire induit une augmentation quasi-linéaire de l'intensité
du pic d'émission de la raie rouge de l'oxygène atomique. La dispersion résiduelle peut être
attribuée aux variations latitudinales et saisonnières des données.
J'ai en effet vérifié que pour tous les points correspondant à un même indice MgII,
les conditions de latitude et/ou de saison étaient différentes.
Les points encadrés dans la panneau du bas à gauche de la figure
4.6 en sont un bon exemple. Alors que les 2 points du haut correspondent
à deux journées de décembre 1994 à des latitudes proche de 45° N,
celui du bas correspond à une latitude de 5° S, le 5 Janvier 1995.
L'indice f10.7 pour ces 3 points variant de 74 à 82, une telle analyse n'aurait
pas été possible à partir de la figure 4.5.
La raie verte
La figure 4.7 montre les résultats pour le pic thermosphérique de la raie verte, de la même manière que j'ai présenté les résultats pour la raie rouge sur la figure 4.5.Le nombre de données étant 4 fois plus important, on observe une plus grande dispersion des courbes. Les barres d'erreur sur chaque point sont aussi plus importantes que pour la raie rouge. Il faut se rappeler que les données présentées sur ces courbes sont des moyennes zonales et qu'il y a une plus grande variabilité longitudinale de la raie verte thermosphérique (voir chapitre précédent).
On peut noter que les émissions des deux raies se comportent de manière similaire en ce qui concerne l'influence de l'angle solaire zénithal, avec une diminution de l'intensité de l'émission et une augmentation de l'altitude du pic lorsque l'angle solaire zénithal devient plus important.
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La diminution de l'intensité de l'émission est assez forte, avec une valeur moyenne
égale à environ 600 photons/cm3/s pour un angle solaire zénithal de 30° (panneau du haut de la figure 4.7),
et une valeur moyenne d'environ 200 photons/cm3/s à 70° (panneau du bas).
Nous constatons donc une diminution de l'ordre de 70% de l'intensité du pic thermosphérique
avec l'augmentation de l'angle solaire zénithal, depuis 30° jusqu'à 70°.
Cette diminution découle du même processus que celui exposé dans la partie 4.3.1
pour la raie rouge, à savoir une diminution de la contribution des impacts de
photoélectrons. En effet, cette réaction est également prépondérante dans la
production du pic thermosphérique de la raie verte (c.f. partie 3.1.4).
En ce qui concerne l'altitude du pic d'émission, on peut noter une faible augmentation
avec l'angle solaire zénithal, de l'ordre de 20 km lorsque l'on passe de 30 à 70°.
Pour ce qui est des variations avec l'activité solaire, on retrouve une assez forte
augmentation avec l'indice f10.7 : on passe d'environ 500 photons/cm3/s pour un
f10.7 de 70, à 750 photons/cm3/s pour un f10.7 de 150, ceci à un angle
solaire zénithal de 30°. Nous retrouvons des variations du même ordre de
grandeur pour les deux autres angles solaires considérés, ce qui représente une
augmentation de l'ordre de 50%, comme ce que nous avions trouvé pour la raie rouge.
L'altitude du maximum d'émission quant à elle présente le même type de
comportement que pour la raie rouge, avec une augmentation de l'ordre de 10% lorsque
le flux solaire augmente.
Les résultats des simulations ont été rajoutés sur la figure 4.7 sous
forme de losanges verts et de ronds rouges, comme ils l'avaient été pour la raie rouge
sur la figure 4.5. La surestimation notée dans le chapitre précédent
pour les faibles angles solaires zenithaux apparait être un résultat général comme
le montre le panneau du haut à gauche. Cette surestimation est de 10 % pour 3 points sur 4.
Pour les angles solaires zenithaux plus grands (panneaux du milieu et du bas à gauche),
simulations et résultats sont concordants dans la limite des 10 %.
Par ailleurs, la modélisation Transcar donne une bonne représentation des mesures de l'altitude du maximum de la couche.
La figure 4.8 montre les mêmes données que la figure précédente, mais cette fois-ci tracées en fonction de l'indice MgII. Comme pour la raie rouge, nous retrouvons des coefficients de correlation meilleurs que ceux obtenus avec l'indice f10.7, et ceci pour les angles solaires zénithaux égaux à 30° et 70°. En effet, en utilisant l'indice f10.7, nous avons des valeurs égales à respectivement 0,80 et 0,73, alors que nous avons respectivement 0,90 et 0,81 avec l'indice MgII. Pour un angle de 50°, on ne constate pas d'amélioration (coefficient de corrélation égal à 0,82 dans les deux cas), mais c'est également l'angle pour lequel la dispersion est la plus importante. Cette meilleure corrélation entre les émissions EUV et l'indice MgII est en très bon accord avec les résultats de Marajah-Sharma et Sepherd (2003).
Résumé et conclusions
Les résultats obtenus sur les variations de l'intensité et l'altitude des maximums de la raie rouge et de la raie verte thermosphérique avec l'angle solaire zénithal et l'activité solaire sont résumés dans le tableau 4.1. Je rappelle aussi l'interprétation physique que nous avons proposée.
- Lorsque l'angle solaire zénithal augmente de 30 à 70°,
- l'intensité du maximum de la couche diminue de 25% pour la raie rouge, et de 70% pour la raie verte. Ceci est principalement causé par la diminution du flux EUV et donc de la fréquence des impacts de photoélectrons, qui est un des processus prépondérants pour les deux raies.
- l'altitude du maximum augmente d'environ 10% pour la raie verte, et reste quasiment constant pour la raie rouge.
- Lorsque l'indice d'activité solaire f10.7 double, l'intensité et l'altitude des pics d'émission des deux raies augmentent quasi-linéairement (respectivement d'environ 50% et 10%, quelque soit la raie considérée). Ceci peut encore une fois être interprété comme un accroissement de la contribution de la réaction impliquant les impacts de photoélectrons avec l'augmentation du flux solaire EUV.
- L'indice MgII donne une meilleure représentativité des relations entre les émissions de l'oxygène atomique et l'activité solaire dans l'extrême ultraviolet, ce qui se traduit par des meilleurs coefficients de corrélation qu'en utilisant l'indice f10.7. Lean et al. (1992) montrent que l'indice MgII représente mieux le flux EUV que ne le fait le flux centimétrique, ce qui pourrait s'expliquer par la plus grande proximité entre les régions d'émission des flux EUV et MgII qu'entre celles des flux EUV et centimétrique, ce dernier étant émis à une altitude plus importante (haute chromosphère/basse couronne).
J'ai pu reproduire avec le modèle Transcar de manière très satisfaisante les comportements des maximums d'emission liés aux variations d'angle solaire zénithal et d'activité solaire. Cette modélisation est la première à avoir été réalisée sur un ensemble de données aussi important. Elle montre que les processus qui conduisent à l'émission des raies rouges et vertes sont maintenant correctement maitrisés pour toutes les conditions géophysiques rencontrées au cours de cette étude qui, rappelons le, était toutefois limitée à une activité magnétique calme. En effet, dans ce cas, l'atmosphère neutre est relativement bien représentée par le modèle semi-empirique MSIS90, qui est l'une des entrées de Transcar. Les différences entre modèles et observations ont été discutées en terme de représentation du flux EUV solaire par l'indice f10.7. Les travaux futurs de simulation devraient prendre en compte l'indice MgII. Ceci pourra être fait dans un premier temps en utilisant le nouveau modèle DTM-2000 développé par Bruisma et al., (2003) qui utilise cet indice, à la place du modèle MSIS qui utilise f10.7.
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