4.2 Contexte et observations à grande échelle
4.2.3 Observation d’une série de huit dipolarisations successives avec THEMIS
Les satellites THEMIS B et C sont principalement dans les lobes pour la durée étudiée (figure 4.10i). Leurs mesures sont indicatives de la configuration magnétique à grande échelle
4.2. Contexte et observations à grande échelle
Configuration de la constellation THEMIS dans le plan XY pour chaque évènement.
Configuration de la constellation THEMIS dans le plan XZ pour chaque évènement.
Figure 4.3 : Configuration de la constellation THEMIS dans le plan XY et XZ pour chaque évè-
Configuration de la constellation THEMIS dans le plan Y
Configuration de la constellation THEMIS
stellation THEMIS dans le plan YZ pour chaque évènement.
Configuration de la constellation THEMIS en 3D pour chaque évènement. Z pour chaque évènement.
pour chaque évènement.
Figure 4.4 : Configuration de la constellation THEMIS dans le plan YZ et en 3D pour chaque
évènement.
4.2. Contexte et observations à grande échelle
Figure 4.5 :Conditions du milieu interplanétaire et activité géomagnétique le 31 mars 2009. Des-
cription des panneaux dans l’ordre : (a) pression dynamique du vent solaire, (b) fonction de couplage , (c) indice PC, (d) indice AE, et (e) indice sym-H.
N° Heure ∆BZ(nT )min − max N° Heure ∆BZ(nT )min − max
1 02 :21 :26 3.0 - 7.8 5 05 :03 :14 5.9 - 11.0
2 02 :59 :31 2.2 - 4.5 6 06 :18 :46 7.9 - 15.2
3 03 :26 :52 1.1 - 2.5 7 07 :43 :49 7.9 - 12.1
4 04 :09 :42 3.1 - 6.5 8 08 :24 :16 7.0 - 13.4
Figure 4.6 :(a) : Pression dynamique du vent solaire (en nPa) obtenue avec GEOTAIL en bleu et
d’après la base de donnée OMNI en noir. (b) : Paramètre de couplage vent solaire-magnétosphère (en Watts, voir équation 1.14). (c) Composante BZ,GSM du champ magnétique pour le satellite GOES12. (d) Composante BZ,GSM du champ magnétique pour les satellites THEMIS. (e) Indice AL (en nT) d’après la base de données OMNI en noir et d’après les stations hautes latitudes THEMIS en bleu.
4.2. Contexte et observations à grande échelle
de la queue proche. La composante BZ,GSM du champ magnétique observée par ces satellites
est représentée sur la figure 4.6d. Ils détectent huit augmentations successives de BZassociées
à des fluctuations à hautes fréquences, interprétées comme des dipolarisations. Les instants de détections des huit dipolarisations sont reportées dans le tableau 4.1. Ils correspondent au début de l’augmentation de BZ par le premier satellite qui la détecte.
Les dipolarisations n’ont aucun lien apparent avec des variations de la pression du vent solaire (figure 4.6a) ou la puissance transmise à la magnétosphère par le vent solaire (figure 4.6b). Ces résultats sont basés sur les données OMNI (ACE) et sur celles du satellite GEO- TAIL. GEOTAIL et ACE sont dans le vent solaire.
Les cinq dernières dipolarisations sont également observées à l’orbite géostationnaire avec le satellite GOES12 (figure 4.6c). Pour les trois premières, GOES12 observe uniquement de petits paquets de fluctuations à hautes fréquences et de faible amplitude.
L’activité géomagnétique est représentée par l’indice AL, témoignant de l’intensification des électrojets vers l’ouest. Sur la figure 4.6e sont présentées les valeurs de l’indice : (1) cal- culé avec les stations hautes latitudes du réseau de magnétomètre THEMIS, et (2) l’indice standard (12 stations). Seules les quatre dernières dipolarisations correspondent à une in- tensification de l’électrojet vers l’ouest, bien plus marquée sur l’indice ALT HEM IS que sur
ALOM N I. Les stations utilisées pour le calcul de l’indice ALT HEM IS sont plus proches du lieu
d’intensification des électrojets. Connors [2012] ont montrés que l’utilisation de l’indice AL peut être trompeuse et c’est le cas ici. En effet, la station Iqaluit (IQA, sur l’île de Baffin) indique des perturbations de la composante N du champ magnétique comprises entre -150 et -50nT. Ces données sont représentées sur la figure G.5 en annexe. L’intensification des élec- trojets est bien présente pour les 4 premiers évènements mais elle est extrêmement localisée. Les figures 4.7 et 4.8 représentent les données magnétiques avec un filtrage en passe bas (T=300s) sur les panneaux (a) et (e) et la moyenne quadratique des fluctuations haute fréquence sur les panneaux (b) et (f). La figure 4.7 représente les données pour la période de 2h10 à 4h40, la figure 4.8 la période de 4h45 à 9H15. Le début des dipolarisations est marqué par les lignes verticales. La vitesse des écoulements est représentée par les panneaux (d) et (h) sur les figures 4.7 et 4.8.
Pour les quatre premières dipolarisations les satellites B et C sont dans les lobes. Ils observent à chaque fois une augmentation de BZ (figure 4.7a) mais peu de fluctuations à
hautes fréquences (figure 4.8b). Les THEMIS A, D et E sont dans la couche de plasma. Une augmentation de BZ est observée par tous les satellites pour la première dipolarisation, et
uniquement par le D pour la deuxième. Pour les dipolarisations n°3 et 4, aucun satellite dans la couche de plasma ne détecte une claire augmentation de BZ. Cependant ils observent tous
des hautes fréquences dont l’amplitude dépasse 10nT.
Pour les quatre dernières dipolarisations, toutes les sondes THEMIS observent une aug- mentation de BZ d’au moins 5nT (figure 4.8a et 4.8e) qu’ils soient dans les lobes ou la couche
de plasma. Ils observent également des fluctuations à haute fréquence (figure 4.8b et 4.8f). Dans la couche de plasma, l’amplitude des fluctuations magnétiques hautes fréquences et
Figure 4.7 : Zoom sur les dipolarisations n°1 à 4. Les panneaux (a-d) représente les données
des satellites THEMIS B et C, (e-h) pour THEMIS ADE : (a) et (e) profil de la composante BZ du champ magnétique en passe bas (moyenne à fenêtre glissante T=300s), (b) et (f) moyenne quadratique des fluctuations hautes fréquences (T < 300 secondes) du champ magnétique, (c) et (g) pression totale, (d) et (h) module de la vitesse.
4.2. Contexte et observations à grande échelle
Figure 4.9 : Représentation du saut en BZ lors des dipolarisations pour chaque THEMIS. L’axe X correspond au numéro de l’évènement.
la vitesse des écoulement est du même ordre quelque soit l’augmentation du BZ. C’est leur
durée à amplitude élevée qui semble plus importante pour les évènements à forte augmenta- tion de BZ.
La figure 4.9 représente les sauts en BZ des dipolarisations, ∆BZ = BZ,f inal− BZ,initial,
pour chaque THEMIS. Il apparaît clairement que les quatre premières ont des intensités beau- coup plus faibles que les suivantes. Le ∆BZ minimum pour les "petites dipolarisations" (n°1
à n°4) est à 1.1 nT, le maximum à 7.8 nT. Pour les plus "fortes" (n°5 à n°8), le minimum est à 5.9 nT et le maximum à 15.2 nT. Les valeurs minimums et maximums par dipolarisations sont rappelées tableau 4.1.
En conclusion, bien que l’amplitude des perturbations hautes fréquences du champ magné- tique est comparable pour tous les évènements, il semblerait que deux types de dipolarisations puissent être distingués dans cette série :
– faible ou inexistante augmentation de la composante BZ, courte durée des fortes fluc-
tuations hautes fréquences et des écoulements de plasma, pas de signature sur l’indice AL ;
– plus forte augmentation de BZ, plus longue durée des fortes fluctuations hautes fré-
quences et des écoulements de plasma, intensifications des électrojets.
4.3. Variation de la densité d’énergie totale dans la queue proche après le passage des fronts de dipolarisations