4.3 Résultats sur les nuages magnétiques
4.3.1 Nuages magnétiques de référence
Nuage magnétique plein sud
Le premier cas que nous allons examiner est une interaction frontale, donc de paramètre d’impact y0 nul, avec un nuage magnétique dont l’axe est parallèle à z (voir Figure 4.11). Les observations des satellites virtuels dans le plan XY au cours de ce nuage magnétique sont présentées sur la Figure 4.12. A t = 0, l’axe du nuage magnétique se trouve à x = 3400 RE en amont de la Terre, et se déplace ensuite à V = 500 km s−1 jusqu’à atteindre x = −3400 RE à la fin de l’intervalle modélisé.
Le champ magnétique du nuage magnétique en amont de l’environnement terrestre est tracé en noir sur la Figure 4.12. L’amplitude de celui-ci (graphique 4.12a) augmente de 10 nT au début du nuage magnétique à 20 nT au niveau de son axe central, pour ensuite redescendre progressivement à 10 nT. La composante Bx (graphique 4.12b) est nulle tout au long du nuage magnétique car x est ici la direction radiale dans le repère de la corde de flux, où BR= 0 (voir Equation 4.13). By (graphique 4.12c) est positif dans la première moitié du nuage magnétique, puis s’annule au niveau de son axe pour devenir ensuite négatif. Quant au Bz (graphique 4.12d), il est négatif en permanence, indiquant que nous avons affaire à une configuration dite plein sud. Bz est maximum, en valeur absolue, au
CHAPITRE 4. DÉVELOPPEMENT D’UN MODÈLE DE MAGNÉTOGAINE
y z
Nuage magnétique
x
Figure 4.11 – Schéma dans le plan XY (GSE) de l’interaction frontale d’un nuage magné-tique plein sud avec l’environnement terrestre. Les croix colorées représentent la position des satellites virtuels dans la magnétogaine.
niveau de l’axe du nuage magnétique.
Les courbes rouges, bleues et vertes sur la Figure 4.12 correspondent aux observa-tions des satellites virtuels dans la magnétogaine, dans la région subsolaire (rouge), du côté matin (vert) et du côté soir (bleu). Globalement, le comportement du champ ma-gnétique mesuré par chacun des satellites est assez similaire d’une région à l’autre de la magnétogaine et par rapport au vent solaire. L’augmentation de l’amplitude du champ magnétique dans la magnétogaine (courbes rouge, verte et bleue sur le graphique 4.12a) est due à la compression au niveau de l’onde de choc. Sa variation temporelle est quant à elle très semblable à ce qui est observé en amont du choc : l’intensité du champ magné-tique est maximum au milieu du nuage magnémagné-tique, et ce pour tous les satellites virtuels. On remarque aussi que l’amplitude du champ magnétique est plus importante dans la région subsolaire (courbe rouge) que plus loin sur les flancs (courbes verte et bleue), en raison de l’empilement des lignes de champ à l’avant de la magnétosphère. De même que l’amplitude du champ magnétique, ses composantes By et Bz (graphiques 4.12c et 4.12d) présentent la même évolution temporelle que dans le vent solaire.
La composante Bx (graphique 4.12b) est celle qui présente le plus de différences par rapport au vent solaire, puisqu’elle devient non nulle en aval du choc. De plus, son signe diffère selon que l’on soit du côté matin (courbe verte) ou du côté soir (courbes rouge et bleue) et s’inverse au milieu du nuage magnétique. Comme dans le cas de vent solaire stationnaire que nous avons étudié au paragraphe 4.2.2, l’apparition d’une composante Bx est due au drapé des lignes de champ magnétique autour de la magnétosphère. Le signe de Bx de part et d’autre de l’axe Terre-Soleil est directement lié au signe de By, d’où l’inversion du Bx au milieu du nuage magnétique.
Sur le graphique 4.12e est tracée la variation de l’angle ΘBn au niveau du choc, en amont de chacun des satellites virtuels. ΘBn reste compris entre 60◦ et 90◦ donc les sa-tellites sont situés en aval d’un choc quasi-perpendiculaire tout au long du passage de ce nuage magnétique. L’angle ψ (graphique 4.12f) reste inférieur à 25◦, indiquant que la
0 20 40 60 80 B (nT) a) −20 −10 0 10 20 Bx (nT) b) −60 −40 −20 0 20 40 60 By (nT) c) d) −80 −60 −40 −20 0 Bz (nT) 0 30 60 90 θ Bn ( ° ) e) Vent solaire Soir Matin Subsolaire 0 200 400 600 800 1000 1200 1400
Temps dans le nuage magnetique (min)
f) 0 5 10 15 20 25 30 ψ ( ° )
Figure 4.12 – Observations de satellites virtuels dans le plan XY au cours du passage de la partie centrale d’un nuage magnétique plein sud, dans le vent solaire (noir), et du côté matin (vert), du côté soir (bleu) et dans la région subsolaire (rouge) de la magnétogaine. De haut en bas :(a) B, (b) Bx, (c) By, (d) Bz, (e) ψ, (f) ΘBn.
variation de l’orientation du champ magnétique du vent solaire aux régions de la ma-gnétogaine sondées par les satellites virtuels est peu importante. En particulier, dans la région subsolaire, ψ ne dépasse pas les 5◦, et c’est là que les valeurs de ΘBn sont les plus élevées, et restent continuellement très proches de 90◦.
La Figure 4.13 présente un instantané de la magnétogaine dans le plan XY à t = 510 minutes (indiqué par les tirets verticaux sur la Figure 4.12), c’est-à-dire lorsque l’axe central du nuage magnétique se trouve à x = 1000 RE en amont de la Terre. Le graphique de gauche, où est tracé l’angle ΘBn, montre que toute la magnétogaine jusqu’à x = −5 RE se trouve alors en aval d’un choc quasi-perpendiculaire. Les valeurs de l’angle ψ (graphique de droite) sont alors très faibles, en dessous de 20◦. Juste en aval du choc, ψ n’excède pas les 10◦, ce qui montre que l’orientation du champ magnétique du nuage magnétique est pratiquement inchangée lors de la traversée du choc d’étrave. Dans toute la région subsolaire, ψ est même inférieur à 5◦, et ce jusqu’à la magnétopause.
Dans le plan XZ, tout se passe comme ce qui est décrit ci-dessus pour le plan XY. De même, le choix du signe de Bz dans le nuage magnétique n’a pas d’impact sur les conclusions tirées dans la magnétogaine. Si l’on prend une configuration plein nord au lieu de plein sud, on aboutira à des résultats identiques, mis à part que les signes de Bz et de Bx seront inversés.
CHAPITRE 4. DÉVELOPPEMENT D’UN MODÈLE DE MAGNÉTOGAINE
Figure 4.13 – Instantanés de la magnétogaine dans le plan XY lors du passage de la partie centrale d’un nuage magnétique plein sud lorsque son axe est situé en x = 1000 RE. A gauche : angle ΘBn. A droite : angle ψ.
Nuage magnétique nord–sud
Nous considérons maintenant le passage d’un nuage magnétique dont l’axe est parallèle à y. Les observations de satellites virtuels dans le plan XY de la magnétogaine sont présentées sur la Figure 4.14. Dans le vent solaire (courbes noires), la seule différence entre ce cas et le précédent apparaît au niveau des composantes By et Bz dont les variations sont inversées par rapport au nuage magnétique plein sud. Ici, la composante By reste continuellement positive, tandis que le Bz est positif dans la première moitié du nuage magnétique et négatif dans la seconde. Il s’agit donc d’une configuration nord–sud d’après la classification de Gopalswamy et al. (2008).
En ce qui concerne les observations dans la magnétogaine, elles sont elles aussi très semblables au cas plein sud. Bien que l’amplitude du champ magnétique s’accroisse au passage du choc, du fait de la compression, le comportement des différentes composantes reste similaire d’un satellite à l’autre. Seul le Bx (graphique 4.14b) est notablement mo-difié, une fois de plus à cause du drapé des lignes de champ. Ici, le signe de Bx ne change pas au cours du passage du nuage magnétique car By ne s’inverse pas.
Les valeurs de l’angle ΘBn (graphique 4.14e) montrent à nouveau que les satellites se trouvent tous en aval d’un choc quasi-perpendiculaire, et ΘBn reste continument autour de 90◦ dans la région subsolaire. Quant à l’angle ψ (graphique 4.14f), il est d’autant plus grand que ΘBn diminue, mais demeure néanmoins relativement faible, en dessous de 30◦. Dans le plan XZ, on retrouve une variation similaire du champ magnétique du nuage magnétique du vent solaire à la magnétogaine. Une configuration sud–nord du nuage magnétique, au lieu de la configuration nord–sud présentée ici, aboutit aux mêmes résultats.
En conclusion, lors de l’interaction frontale de ces nuages magnétiques de référence avec l’environnement terrestre, les seules modifications notables sont dues à la compression du
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