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Influence de l'activité magnétique sur les émissions

Sous-sections


Introduction

Après avoir étudié l'influence du flux solaire sur les émissions de l'oxygène atomique, nous nous intéressons maintenant à la manière dont réagissent ces émissions diurnes à un changement de l'activité magnétique terrestre.
Alors que beaucoup de travaux ont porté sur l'action de l'activité magnétique sur les paramètres de l'atmosphère comme les concentrations ou les températures, très peu se sont intéressés à l'influence de cette activité magnétique sur les raies d'émission, en partie à cause du manque de modèles performants pour simuler ce rayonnement. Ainsi, cette partie a pour but de comprendre la manière dont vont évoluer les taux d'émission volumiques des raies rouge et verte de l'oxygène atomique, en fonction de l'activité magnétique.

Pour effectuer cette étude, j'utilise le modèle Transcar pour simuler les variations attendues, et dire si l'amplitude de ces variations est suffisante pour être observée sur les mesures de l'interféromètre Windii.
Suite à ces simulations Transcar, je présente les données Windii, et les compare aux résultats précédemment obtenus avec le modèle.
Cette étude permettra donc d'analyser et de mieux comprendre l'action de l'activité magnétique sur les émissions de l'atome d'oxygène, mais avant cela, je présente brièvement la manière dont une variation de l'activité magnétique influe sur certains paramètres de l'atmosphère, comme la température ou encore les concentrations.

Il est important de noter que toute cette étude a été réalisée dans des zones de latitudes moyennes et basses, ceci pour éviter les précipitations de particules qui ont lieu à haute latitude, et pour pouvoir isoler l'influence de l'activité magnétique. En effet, Zhang and Shepherd (2004) ont étudié récemment l'augmentation de l'intensité de la raie rouge associée aux précipitations de particules dans le cornet polaire. Ils ont montré que cette augmentation pouvait être clairement identifiée aux latitudes magnétiques supérieures à 70°, même en période relativement calme, et qu'elle pouvait atteindre 120% en période géomagnétiquement active.

Les résultats présentés ci-après ont été publiés dans le deuxième article cité en annexe C (Culot et al. (2004b)).


Influence de l'activité magnétique sur l'atmosphère

Les mécanismes responsables des perturbations qui apparaissent dans la haute atmosphère terrestre, lors d'une augmentation de l'activité magnétique, sont bien connus aujourd'hui. Les deux plus importants effets observés sont les précipitations de particules dans les zones aurorales, et l'intensification des courants ionosphériques qui induisent un chauffage par effet Joule.
En terme d'apport d'énergie, c'est le chauffage par effet Joule qui est le processus le plus important, puisqu'il apporte au moins deux fois plus d'énergie que les particules précipitées (Ahn et al. (1983)).

De nombreux articles traitent des effets de l'activité magnétique sur la haute atmosphère terrestre (les plus complets étant ceux de Burns et al. (1995) et Fuller-Rowell et al. (1997)), et nous ne présenterons ici qu'un résumé de ces différentes conséquences.
Les principaux effets qui peuvent être observés, lors d'une intensification de l'activité magnétique, sont le chauffage et l'expansion de la thermosphère, qui amènent une augmentation de la température exosphérique et une augmentation des concentrations. Ces effets sont connus depuis maintenant une trentaine d'années (Taeusch et al. (1971)) et pris en compte par les modèles empiriques (Jacchia (1971), Barlier et al. (1978), Hedin (1983)).
Ces modifications observées sur la composante neutre de la haute atmosphère se répercutent sur l'ionosphère, de manière différente suivant la saison et la latitude. En effet, il a été observé que pour les moyennes et basses latitudes, il y a une préférence pour les orages dits négatifs en été, c'est-à-dire que la densité électronique diminue, et une préférence pour les orages positifs dans l'hémisphère hivernal (densité électronique en augmentation). Ces comportements sont décrits par Fuller-Rowell et al. (1996). Le développement de simulations numériques de cette réponse ionosphérique aux changements d'activité magnétiques est en cours (Araujo-Pradere et al. (2004)).

Ces modifications au niveau de la thermosphère et de l'ionosphère sont susceptibles d'induire des variations dans le rayonnement diurne de l'atmosphère, mais elles n'ont encore que très peu été observées. On peut citer cependant le travail de Zhang and Shepherd (2000), qui ont observé une importante diminution de l'émission thermosphérique de la raie verte pendant l'orage magnétique des 4 et 5 avril 1993, période pendant laquelle l'indice Kp a atteint presque 8 sur une échelle de 9. Wiens et al. (2002) ont également observé des changements sur cette émission, mais leur étude était restreinte aux basses latitudes.
Cette partie de mon travail vise donc à donner une vision plus globale des variations apportées par un changement de l'activité magnétique, et ce aussi bien pour la raie rouge que pour le pic thermosphérique de la raie verte.


Estimations du modèle Transcar

Conditions d'utilisation du modèle

Je m'intéresse dans cette partie à l'action de l'activité magnétique sur les émissions de l'oxygène atomique. Pour comprendre cette influence nous avons décidé de nous placer dans les conditions les plus propices, c'est à dire dans les conditions où l'activité magnétique se fait le plus ressentir.
Pour mettre en évidence ces conditions, j'ai utilisé le modèle MSIS pour séléctionner la période de l'année ainsi que la localisation pour lesquelles les différences sur les paramètres thermosphériques dûes à cette activité sont les plus importantes.
La figure 5.1 montre les différences de température exosphérique, entre une période d'activité magnétique faible et une période très agitée. L'indice Ap a été pris égal à 10 pour la période calme, et il a été pris égal à 200 pour la période agitée. Cette valeur a été choisie d'après Araujo-Pradere et al. (2004), qui considèrent qu'il y a orage magnétique lorsque l'indice Ap dépasse 150. L'indice de flux solaire f10.7 a quant à lui été pris égal à 150, ce qui représente une activité solaire moyenne. J'ai tracé les résultats pour trois latitudes différentes, à savoir 50, 0 et -50°, qui sont représentées respectivement par la ligne pleine, la ligne en pointillés, et la ligne en tirets.
Figure 5.1: Modélisation MSIS-90 de la différence de température exosphérique entre des conditions magnétiques fortes (Ap=200) et faibles (Ap=10), pour la journée du solstice de juin. Les trois courbes représentent les différentes latitudes : 50° (trait plein), 0° (ligne en pointillés), et -50° (tirets). Ces différences de température sont tracées en fonction de l'heure locale.
Image Tinf

En observant cette figure, on remarque que plus on se rapproche de l'équateur, plus la différence de température diminue. On peut également noter que cette perturbation est plus importante dans l'hémisphère nord, c'est à dire en été.
Nous avons choisi pour cette étude d'utiliser Transcar à une latitude de 50°, pour la journée du solstice de juin, avec un f10.7 de 150, et pour des indices magnétiques Ap de 10 puis de 200.

Modélisation de la raie rouge

Figure 5.2: Modélisation Transcar de l'émission de la raie rouge et des paramètres associés, pour des conditions magnétiques faibles (traits pleins) et pour des conditions magnétiques fortes (pointillés). Les panneaux à droite, en haut et au milieu, montrent l'intensité et l'altitude du pic d'émission en fonction de l'angle solaire zénithal (SZA). Le panneau en bas à droite montre les trois principales réactions responsables de l'émission (en rouge) à 630,0 nm : la recombinaison dissociative (en vert), les impacts des photoélectrons sur l'oxygène atomique (en bleu), et la photodissociation de l'oxygène moléculaire (en bleu clair). Ces réactions sont tracées pour un SZA de 50°. Les trois panneaux sur la gauche montrent respectivement, depuis le haut jusqu'en bas, la température exosphérique, les rapports des concentrations des neutres (activité magnétique forte sur faible) prises à une altitude de 250 km, et enfin les densités électroniques à 250 km également.
Image pr

La figure 5.2 montre les entrées et les résultats de Transcar relatifs à la raie rouge. Sur la partie gauche de la figure et de haut en bas sont indiqués : la température exosphérique, les rapports de concentration (concentration pour Ap=200 sur concentration pour Ap=10) pour O) et O2, et la densité électronique prise à une altitude de 250 km. Ces paramètres sont tracés en fonction de l'angle solaire zénithal. Sur la partie droite de la figure sont tracés l'intensité $ \eta $ et l'altitude $ Z_{max}$ du pic d'émission de la raie rouge, avec les principaux processus de production, et ceci pour un angle solaire zénithal de 50°. Sur les différents panneaux, les traits pleins représentent les paramètres calculés pour une activité magnétique calme (Ap=10), alors que les pointillés sont utilisés pour représenter les paramètres calculés pour une activité magnétique forte (Ap=200).

Lorsque l'on regarde le panneau montrant l'intensité du pic d'émission (en haut à droite), on remarque que celle-ci ne change quasiment pas avec l'activité magnétique. La plus grande différence se fait ressentir autour d'un angle solaire zénithal de 50°, avec une émission qui est plus intense d'environ 5% quand Ap=200.
En ce qui concerne l'altitude du maximum de la raie (panneau au milieu à droite), lorque l'activité magnétique augmente, le pic d'émission voit son altitude augmenter de 10%, et ceci quelque soit l'angle solaire zénithal considéré.
Pour comprendre ces variations d'intensité et d'altitude, il est nécessaire de regarder de plus près les processus de productions et de pertes qui sont résponsables de l'émission de la raie rouge.

Ces processus de production sont représentés sur le panneau en bas à droite sur la figure 5.2. J'ai tracé les trois principaux (c.f. chapitre 1), à savoir :

$ \bullet$
la recombinaison dissociative (en vert) :

$\displaystyle O_2^++e_{th}\rightarrow O+O(^1D) $

$ \bullet$
les impacts de photoélectrons sur l'oxygène atomique (en bleu) :

$\displaystyle O+e_{ph}\rightarrow O(^1D)+e_{ph} $

$ \bullet$
la photodissociation de l'oxygène moléculaire (en bleu clair) :

$\displaystyle O_2 + h\nu \rightarrow O + O(^1D)$

Autour du maximum d'émission de la raie, la réaction qui met en jeu les impacts de photoélectrons a un taux d'émission volumique quasiment constant, lorsque l'on passe d'un Ap de 10 à 200, mais le maximum apparaît environ 40 km plus haut en altitude.
La contribution de la recombinaison dissociative, quant à elle, diminue en dessous de 270 km d'altitude, et augmente au dessus. La diminution en dessous de 270 km est causée par la forte baisse de concentration électronique à ces altitudes, comme montré sur le panneau en bas à gauche, avec une perte de plus de 60% pour les angles solaires zénithaux plus petits que 70°.
Pour la photodissociation de l'oxygène moléculaire, sa contribution augmente quelque soit l'altitude considérée. Ceci est dû à l'augmentation de la concentration en oxygène moléculaire : on peut noter qu'elle est multipliée par presque quatre à 250 km d'altitude (panneau du milieu, à gauche).

A l'altitude du pic d'émission et en dessous, la désactivation de l'état O(1D) due aux collisions avec l'azote moléculaire est le principal processus de perte à considérer (c.f. figure 5.3). Ainsi, l'augmentation de la concentration en azote moléculaire (panneau du milieu à gauche sur la figure 5.2) va donc induire des pertes plus importantes.
Figure 5.3: Profils verticaux des pertes de l'étât 1D de l'oxygène atomique (unité : $ s^{-1}$). Les transitions radiatives, définies par les coefficients d'Einstein, sont constantes avec l'altitude.
Image quenchingR

Cette augmentation des processus de perte, ainsi que les variations opposées des processus de production, résultent en une émission à 630,0 nm qui conserve une intensité quasiment identique, avec une altitude du pic qui augmente légèrement (environ 10%). Cette légère augmentation de l'altitude de l'émission est principalement causée par la réaction de recombinaison dissociative et les impacts de photoélectrons, qui voit leur maximum de contribution se déplacer vers le haut.


Modélisation de la raie verte

Figure 5.4: Modélisation Transcar de l'émission de la raie verte et des paramètres associés, pour des conditions magnétiques faibles (Ap=10, traits pleins) et pour des conditions magnétiques fortes (Ap=200, pointillés). Les panneaux à droite, en haut et au milieu, montrent l'intensité et l'altitude du pic d'émission en fonction de l'angle solaire zénithal (SZA). Les panneaux du bas montrent les trois principales réactions responsables de l'émission (en rouge) à 557,7 nm, avec à gauche un SZA de 30° et à droite un SZA de 70°. Ces trois réactions sont la recombinaison dissociative (en vert), les impacts des photoélectrons sur l'oxygène atomique (en bleu), et la désactivation collisionnelle de l'azote moléculaire (en bleu clair). Le panneaux en haut à gauche montre les rapports (forte activité magnétique sur faible activité) de concentration de O, N2, $ N_2(A^3\sum_u^+)$, et des électrons, pour une altitude de 150 km. Le panneau au milieu à gauche montre le flux de photoélectrons à une énergie de 6 eV pour des SZA de 30 et 70°.
Image pv Ap=200,

La figure 5.4 montre les entrées et les résultats Transcar relatifs à l'émission de la raie verte. Les notations utilisées sont identiques à la figure 5.2 pour la raie rouge. Les deux panneaux du bas de la figure montrent les taux d'émissions volumiques (pris à l'altitude du maximum d'émission), avec les principaux processus de production du pic thermosphérique, et ceci pour les angles solaires zénithaux de 30° (en bas à gauche) et 70° (en bas à droite).
Ces trois principaux processus de production sont :

$ \bullet$
la désactivation collisionnelle de N2 (en bleu clair) :

$\displaystyle N_2(A^3\Sigma_u^+ ) + O \rightarrow N_2 + O(^1S)$

$ \bullet$
les impacts de photoélectrons sur l'oxygène atomique (en bleu) :

$\displaystyle O+e_{ph}\rightarrow O(^1S)+e_{ph} $

$ \bullet$
la recombinaison dissociative (en vert) :

$\displaystyle O_2^++e_{th}\rightarrow O+O(^1S) $

Sur la colonne de gauche sont montrées en haut les rapports de concentration (concentrations à Ap=200 sur concentrations à Ap=10) pour les principales espèces entrant en jeu dans l'émission : O, N2, $ N_2^*$ qui est l'état excité $ A^3\Sigma_u^+$, et les électrons. L'altitude qui est considérée ici est 150 km, altitude moyenne du pic thermosphérique de la raie à 557,7 nm.
La panneau du milieu à gauche indique les profils des photoélectrons ayant une énergie de 6 eV. Cette énergie est celle requise pour exciter les bandes de Vegard-Kaplan de l'azote moléculaire, qui donne l'étât $ N_2(A^3\Sigma_u^+)$ impliqué dans la réaction de désactivation collisionnelle (Meier (1991)).
Sur la colonne de droite sont représentées, en haut l'intensité du pic thermosphérique de la raie verte, et au milieu l'altitude du maximum d'émission de ce pic thermosphérique.

On peut noter d'après cette figure 5.4 que, comme pour la raie rouge, l'altitude du maximum d'émission augmente avec l'activité magnétique, et cette augmentation est également de l'ordre de 10%. En ce qui concerne l'intensité du pic thermosphérique, on observe une importante diminution, de l'ordre de 40% et ce, quel que soit l'angle solaire zénithal considéré.

Lorsque l'on s'intéresse de plus près aux processus de production, on note que le plus important est la désactivation collisionnelle de l'azote moléculaire. Cette réaction voit sa contribution diminuer, et ceci est dû à la baisse de concentration en $ N_2(A^3\Sigma_u^+)$, comme on peut le voir sur le panneau en haut à gauche.
Cette diminution de la concentration en azote moléculaire dans son étât excité peut paraître surprenante, étant donné que dans le même temps la concentration en N2 augmente d'environ 50%. En fait, cet étât excité est produit par les impacts de photoélectrons sur la molécule, et on peut voir sur le panneau du milieu à gauche que la concentration de ces électrons devient moins importante lorsque Ap augmente, ce qui implique des impacts plus sporadiques et une baisse de concentration pour cet étât excité de la molécule d'azote.

Le second processus prépondérant est celui mettant en jeu les impacts de photoélectrons sur les atomes d'oxygène. Ce processus voit lui aussi sa contribution diminuer en dessous d'environ 200 km, et cette diminution s'explique par le fait que la concentration de photoélectrons baisse dans cette zone d'altitude (panneau du milieu, à gauche).
Il est à noter que les contributions de ces deux réactions, la désactivation collisionnelle et les impacts de photoélectrons, augmente aux plus hautes altitudes. Ceci est lié au flux de photoélectrons qui devient plus important au dessus de typiquement 200-240 km d'altitude, suivant l'angle solaire zénithal considéré (voir panneau du milieu, à gauche). Ce flux agit directement sur la réaction impliquant les impacts sur l'oxygène atomique et il est, comme expliqué plus haut, également responsable pour la concentration de l'étât excité de la molécule d'azote.

Le dernier processus considéré, c'est-à-dire la recombinaison dissociative, voit sa contribution diminuer du fait de la diminution de la concentration électronique, comme indiqué sur le panneau supérieur gauche de la figure 5.4.
Pour ce qui est des pertes, étant donné que la durée de vie de l'étât O(1D) n'est que de l'ordre de la seconde, la désactivation collisionnelle peut être négligée face à l'émission.

D'après ces constatations, nous pouvons dire que les trois processus prépondérant intervenant dans l'émission de la raie verte voient leur contribution diminuer en dessous de 200 km d'altitude, et augmenter au dessus, lorsque l'indice Ap passe de 10 à 200. La conséquence en est que l'intensité du pic thermosphérique diminue lorsque l'activité magnétique augmente, et l'altitude de ce pic se déplace légèrement vers le haut.


Mesures WINDII

Résultats statistiques

La raie rouge

Figure 5.5: Mesures WINDII des taux d'émission volumiques et de l'altitude du pic de la raie à 630,0 nm. Les taux d'émission volumiques $ \eta $ sont exprimés en photons/cm3/s, et les altitudes $ Z_{max}$ en km. Les données sont tracées en fonction de l'indice MgII, et les barres d'erreur correspondent à l'écart type. Le jeu de données en noir représente les journées avec des conditions magnétiques faibles ( $ A_p\leq 10$), et le jeu de données en vert représente les fortes activités magnétiques (Ap>10).
Image sr

La figure 5.5 montre l'intensité et l'altitude du pic à 630,0 nm, tracé en fonction de l'indice MgII. Cet indice varie pour ces données entre 0,26 et 0,28, ce qui correspond à un indice décimétrique compris entre environ 70 et 200. Le jeu de données en noir est le même que celui qui avait été utilisé pour l'étude de l'influence de l'activité solaire (c.f. figures 4.5 et 4.6) et qui représente des conditions géomagnétique faibles. Le jeu de données en vert correspond à des journées pour lesquelles l'activité magnétique est plus forte (Ap>10).

Pour ces deux classes d'activité magnétique, on n'observe pas de différence très marquée, aussi bien sur l'intensité que sur l'altitude du maximum d'émission, alors que nous avions constaté une légère augmentation (de l'ordre de 10%) sur les résultats Transcar. Cependant, cela ne représente pas une incompatibilité dans la mesure où le jeu de mesures WINDII n'est pas assez fourni pour que l'on puisse en tirer des conclusions claires.

La raie verte

Figure 5.6: Mesures WINDII des taux d'émission volumiques et de l'altitude du pic thermosphérique de la raie à 557,7 nm. Les taux d'émission volumiques $ \eta $ sont exprimés en photons/cm3/s, et les altitudes $ Z_{max}$ en km. Les données sont tracées en fonction de l'indice MgII, et les barres d'erreur correspondent à l'écart type. Le jeu de données en noir représente les journées avec des conditions magnétiques faibles ( $ A_p\leq 10$) et les droites en rouge correspondent aux régressions linéaires correspondantes. Le jeu de données en vert représente les fortes activités magnétiques (Ap>30).
Image sv

Nous venons de voir qu'aucune différence, au niveau de l'émission de la raie rouge, n'était perceptible lorsque l'on comparait les mesures prises aux faibles puis aux fortes activités magnétiques. Par contre, lorsque l'on s'intéresse aux données du pic thermosphérique de la raie verte, qui sont tracées sur la figure 5.6, on peut noter de plus nettes variations.
Sur cette figure, les points noirs représentent les journées pour lesquelles l'activité magnétique était faible (Ap<10), et qui correspondent aux données précédemment utilisées sur les figures 4.7 et 4.8. Les points en vert correspondent aux fortes activités magnétiques (Ap>30), soit une trentaine de journées, dont cinq pour lesquelles l'indice Ap était proche de 200.

Si l'on considère un angle solaire zénithal de 30° (panneau du haut), le volume de données n'est pas suffisant pour que l'on puisse exhiber un comportement en fonction de l'activité magnétique. Sur le panneau du bas, c'est-à-dire pour un angle solaire de 70°, on ne peut pas non plus mettre en évidence une nette variation lorsque l'on passe d'une faible à une plus forte activité magnétique. Par contre, sur le panneau du milieu, donc pour un angle de 50°, on peut noter une forte diminution de l'intensité du pic d'émission, et une légère augmentation de l'altitude de ce pic avec l'activité magnétique.
Ainsi, on retrouve les comportements que l'on avait pu mettre en évidence grâce au modèle Transcar, ce qui montre que les variations induites par l'augmentation de l'activité magnétique sont bien prises en compte par le modèle, au moins qualitativement. Pour une étude plus précise et une quantification de cette action de l'activité magnétique, nous avons utilisé les mesures WINDII de chaque orbite, et non pas la moyenne zonale des données, qui lisse les variations.

Traitement des mesures de la raie verte orbite par orbite

Lorsque l'on observe les mesures d'intensité prises à chaque orbite, on constate une grande variabilité. La figure 5.7 montre un exemple de ces variations pour les mesures raie verte du 08 mars 1994, journée pour laquelle l'activité magnétique était forte, avec un indice Ap de 52.

Figure 5.7: Taux d'émission volumiques du pic thermosphérique de la raie à 557,7 nm, tracés en fonction de la latitude pour cinq orbites différentes. La journée considérée est le 08 mars 1994 (Ap=52).
Image VariationsOrbite

Ces variations importantes sont lissées lorsque l'on utilise des moyennes zonales, ainsi, pour pouvoir quantifier plus précisément l'action de l'activité magnétique sur l'émission de la raie verte, il est nécessaire de considérer les mesures prises à chacune des orbites.
Pour ce faire, j'ai mis en œuvre un traitement en trois étapes, appliqué aux mesures prises à chaque orbite autour de 50° de latitude. Ces trois étapes sont les suivantes :

  1. soustraction de l'action du flux solaire et de l'angle solaire zénithal
  2. attribution à chacune des orbites de l'indice magnétique trihoraire précédent
  3. calcul des intervalles de confiance

La première étape est la soustraction de l'action du flux solaire et de l'angle solaire zénithal. J'ai pour cela effectué une régression linéaire sur les données raie verte, et plus précisément sur les journées magnétiquement calmes (jeu de données en noir sur la figure 5.6). Cette régression est tracée en rouge sur la figure 5.6.
Les droites obtenues ont pour équation :

$ \bullet$
pour un angle solaire zénithal de 30°: $ <\eta_{max}> = 17915 \times MgI\!I - 4102 $
$ <Z_{max}> = 369 \times MgI\!I - 43,8$

$ \bullet$
pour un angle solaire zénithal de 50°: $ <\eta_{max}> = 12610 \times MgI\!I - 2911$
$ <Z_{max}> = 687,2 \times MgI\!I - 34,8$

$ \bullet$
pour un angle solaire zénithal de 70°: $ <\eta_{max}> = 6077 \times MgI\!I - 1419$
$ <Z_{max}> = 826,1 \times MgI\!I - 54,7$

J'ai ensuite soustrais ces régressions linéaires des mesures effectuées pendant les périodes de forte activité magnétique, de manière à ce qu'uniquement les variations dûes à cette activité magnétique soient préservées.

La seconde étape du traitement consiste à associer les orbites avec les indices magnétiques Kp trihoraires correspondants. J'ai sélectionné ces indices trihoraires d'après les travaux de Hecht et al. (1991) qui ont montré que le modèle MSIS donnait de meilleurs résultats lorsqu'il était utilisé avec des indices magnétiques trihoraires. Ceci est dû aux grands changements qui peuvent intervenir sur des petits intervalles de temps pendant les orages magnétiques.
De plus, sélectionner les indices de la période précédent l'orbite permet de prendre en compte le délai constaté au niveau des densités et température thermosphériques après un chauffage dû à l'activité magnétique. Ce délai a été estimé par Berger et al. (1998) comme étant égal à trois heures aux pôles et six heures à l'équateur. Comme nous avons séléctionné des données autour de 50° de latitude, nous avons choisi de prendre l'indice correpondant aux trois heures précédent l'orbite.

La dernière étape de cette analyse consiste à calculer les intervalles de confiance à 95%, en supposant que les distributions considérées sont de type "Student". Les grands intervalles correspondent aux conditions pour lesquelles peu de mesures étaient disponibles.

Figure 5.8: Intensité du pic thermosphérique (pris à l'altitude du maximum d'émission) de la raie à 557,7 nm, tracé en fonction de l'indice trihoraire Kp correspondant aux trois heures précédent l'orbite considérée. Les barres verticales représentent les intervalles de confiance à 95%.
Image resultatsorbite


Figure 5.9: Altitude du pic thermosphérique de la raie à 557,7 nm, tracée en fonction de l'indice trihoraire Kp correspondant aux trois heures précédent l'orbite considérée. Les barres verticales représentent les intervalles de confiance à 95%.
Image resultatsorbiteZ

La figure 5.8 montre les résultats obtenus après cette analyse sur les intensités du pic thermosphérique de la raie verte. On peut noter une décroissance de cette intensité avec l'augmentation de l'activité magnétique. Cette baisse du taux d'émission volumique est de l'ordre de 40% lorsque l'on passe d'une activité très faible à une activité plus forte représentée par un Kp supérieur à 6.
Le même travail a été effectué sur l'altitude des émissions, et nous observons une petite augmentation, qui est de l'ordre de 5% pour les valeurs de Kp les plus fortes (c.f. figure 5.9).

Les résultats Transcar exposés dans la partie 5.3.3 montrent également une diminution de l'intensité d'émission de l'ordre de 40%, lorsque l'activité magnétique augmente (l'indice Ap était alors égal à 200). Pour ce qui est des mesures WINDII, cette baisse de 40% est atteinte pour un Kp de 6, ce qui est équivalent à un Ap de 90 environ. La baisse d'intensité est donc sous-évaluée par le modèle Transcar, ce qui n'est pas très surprenant parce que les modèles d'atmosphère neutre sont connus pour sous-évaluer les variations de température (Lathuillère et Menvielle (2004)) et de densité (Burns et al. (1991)) induites par l'activité magnétique.
Malgré cette sous-estimation de l'influence de l'activité magnétique, le fait que Transcar soit capable de reproduire les tendances observées par WINDII montre que ce modèle peut être considéré comme un bon outil pour étudier la réponse des émissions thermosphériques diurnes aux perturbations magnétiques.

Résumé

Dans le but de résumer les comportements observés sur les émissions de l'oxygène atomique lorsque l'activité magnétique augmente, je donne ci-après les variations que j'ai mises en évidence dans ce chapitre, et je rappele les principaux résultats de cette étude :

  1. L'activité magnétique a une influence sur l'intensité et l'altitude du pic thermosphérique de la raie verte, alors qu'elle en a très peu sur l'émission de la raie rouge. Cette influence est moins importante que celle du flux solaire ou de l'angle solaire zénithal.
  2. Lorsque l'indice Kp passe de 0 à environ 6, l'intensité du pic thermosphérique de la raie verte décroît d'environ 40%, et l'altitude du maximum d'émission augmente de moins de 10%. Ces variations sont principalement dûes à la diminution du processus d'émission faisant intervenir la désactivation collisionnelle de $ N_2(A^3\Sigma_u^+)$.
  3. Le modèle Transcar reproduit convenablement les tendances induites par les variations d'activité magnétique.

Le tableau 5.1 résume l'influence des variations de l'activité magnétique sur l'intensité et l'altitude du maximum d'émission de la raie rouge de l'oxygène atomique, et du pic thermosphérique de la raie verte. Il apparaît que l'intensité du pic thermosphérique de la raie verte est un bon candidat pour servir de traceur de l'évolution du système couplé thermosphère-ionosphère.


Tableau 5.1: Tableau résumant l'influence de l'activité magnétique sur l'intensité $ \eta $ et l'altitude z du maximum d'émission de la raie rouge et du pic thermosphérique de la raie verte, émises par l'oxygène atomique.
  Raie rouge Raie verte
  (630,0 nm) (557,7 nm)
  $ \eta $ $ Z$ $ \eta $ $ Z$
Activité Magnétique        
( $ K_p : 0\rightarrow6+$) $ \approx$ < 10% - 40 % < 10%















Comme pour l'analyse de l'influence de l'activité solaire sur les raies de l'oxygène, la comparaison entre les sorties du modèle Transcar et les mesures Windii a permis d'analyser l'action de l'activité magnétique sur ces émissions. Ces deux études ont permis de mieux comprendre le phénomène de luminescence qui apparaît dans l'ionosphère de la Terre, et de montrer que Transcar représente un bon outil d'investigation de l'atmosphère d'une planète.