Etude des aurores polaires au Scoresby Sund pendant l'année polaire

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Etude des aurores polaires au Scoresby Sund pendant

l’année polaire

A. Dauvillier

To cite this version:

ETUDE DES

AURORES

POLAIRES AU SCORESBY SUND PENDANT

L’ANNÉE

POLAIRE

Par M. A. DAUVILLIER.

Sommaire. - L’auteur souligne l’importance des aurores _polaires aux points de vue de la _physique

solaire, de la _géophysique et de la connaissance de _{l’ionosphère.}

Il décrit le mode d’observation utilisé au Scoresby Sund _pendant l’Année Polaire. Une veille continue,

effectuée par quarts de trois heures, totalisant 2 700 heures d’observation, a _permis de dresser une

statis-tique aurorale _complète.

Il décrit les diverses formes observées ainsi que leurs mouvements et donne une interprétation théorique,

basée sur la turbulence de la haute _ionosphère, des ondes lumineuses _parcourant les _draperies.

Il étudie _{ensuite le processus de transformation} d’un arc _homogène diffus en une mince draperie

par-courue par des rayons mobiles et déliés, les mouvements d’ondulation et les tourbillons montrés par ces

rayons. Un schéma de ces _{mouvements, appuyé par} des photographies prises au zénith, en _{permet l’analyse.}

Ils sont interprétés comme une turbulence de _{l’ionosphère provoquée} par les variations d’intensité du flux

électronique solaire.

Le phénomène de contraction est étendu à la transformation d’une aurore non _{polaire diffuse,} existant

sous toute latitude, en une _draperie à rayons. Une théorie ionique de cette transformation, basée sur les

phénomènes observés pour des pressions beaucoup plus élevées, dans les tubes à rayons cathodiques, rend

compte du phénomène. L’auteur _{souligne l’importance} des aurores équatoriales au _point de vue de la théorie

générale de l’aurore.

Il étudie ensuite les rayons, leur inclinaison, leurs mouvements, leur _aspect et discute leur nature. Les mesures indiquent qu’ils sont _{constitués par des rayons magnéto cathodiques, l’énergie} des électrons secondaires étant de l’ordre de 107eV, c’est-à-dire voisine de celle des électrons secondaires excités par les électrons _cosmiques au sol.

Les mouvements d’ondulation et _{spiralés présentés} à une _{beaucoup plus grande} échelle dans le _temps et dans l’espace par les draperies, sont _{illustrés par des photographies.} Les travaux de restitution du Ct Habert permettent d’effectuer la mesure _précise de ces mouvements.

L’auteur _précise ensuite les variations de brillance des _phénomènes auroraux et _explique les fausses apparences d’aurores « au sol » maintes fois _signalées.

L’étude de la brillance le long des rayons montre une décroissance très lente de la pression dans

l’iono-sphère avec _{l’altitude,} due au _régime turbulent dont elle est le _siège. Cette turbulence est accusée par les mouvements des nuages phosphorescents post-auroraux. Elle _{explique l’aspect apparemment} désordonné des « _orages auroraux ». Les draperies montrent _{parfois l’existence de couches gazeuses} absorbantes, vers

100 Km _{d’altitude, qui} sont à rapprocher du troisième arc _{crépusculaire} et de la couche E de Kennelly-Heaviside.

L’auteur décrit la variation diurne très accentuée, observée au _Scoresby Sund et _{l’interprète par} un déplacement géographique de la zone aurorale dû aux variations _périodiques de l’inclinaison de l’axe de-Gauss par rapport au plan de _{l’écliptique.}

L’auteur définit une « activité aurorale » bi diurne et étudie ses variations au cours de « l’année

auro-rale ». La courbe _{correspondante montre que l’aurore} a été un _{phénomène quasi-permanent} au _Scoresby

Sund, en un lieu intérieur à la zone aurorale. La courbe, en parfait accord avec celle de l’activité magnétique,

accuse la période de rotation solaire de 27 jours.

Les courbes aurorale et magnétique sont en _opposition de phase avec la courbe _{représentant} l’activité

solaire, le _décalage étant d’une demi-période de rotation. Ce _phénomène ruine les théories hertzienne et

ultraviolette de l’Aurore et du magnétisme terrestre ainsi que les théories basées sur _{l’émission par le}

Soleil de nuages de corpuscules complémentaires électrisés. Il vérifie la théorie _{électronique} des _jets coro-naux et leur déviation _magnétique au _voisinage du Soleil et s’accorde avec les observations astronomi-ques effectuées durant les éclipses.

La variation annuelle de l’activité aurorale est faible et peu accentuée.

La _{spectrographie} visible et ultraviolette de l’aurore a _permis de retrouver une partie des résultats

déjà obtenus par Vegard en d’autres régions de la zone aurorale.

L’auteur a établi au _Scoresby Sund un _{enregistreur photoélectrique} des aurores. Il expose

théorique-ment le problème et décrit le _système optique, la cellule et l’amplificateur utilisés. Cet appareil a montré que l’intensité lumineuse de l’aurore pouvait varier dans une grande proportion.

Des aurores invisibles à l’oeil nu, apparaissant au _crépuscule ou _{par temps couvert,} ont été décelées et

enregistrées. L’appareil permet une comparaison précise des courbes aurorales avec les _{magnétogrammes} et

tellurogrammes. Il _permet dorénavant de mesurer _{quantitativement} un _{phénomène jusqu’alors apprécié}

d’une manière _{subjective purement empirique.}

1. Introduction. - Le terme d’ « aurore

_polaire

»,

qu’il

faut bien

_{employer puisqu’il}

est _{consacré par}

l’usage,

est doublement inexact car il introduit une

confusion fâcheuse avec la lumière solaire et il

s’ap-plique

à un

_phénomène

nullement limité aux

régions

polaires.

Il ne se _passe

_guère

de maximum solaire

sans

_qu’il

se manifeste sous nos latitudes

et,

plus

rarement, dans les

_{régions équatoriales.}

Il

399

à vrai

dire,

toute la

_Terre,

mais avec une

probabilité

variables,

et ce

_{point capital}

semble avoir

_échappé

à la

_plupart

des théoriciens de l’aurore. En tout lieu du

Globe,

l’aurore

_{générale permanente,}

à

_laquelle

on

doit une

_partie

de la luminosité du ciel _nocturne,

_peut

se transformer eu une aurore

_localisée,

brillante et mobile. Il conviendrait

_plutôt

de

_l’appeler

la « Lumière

Electrique

Atmosphérique

», par

exemple,

car sa

nature

_cathodique

ne fait

_plus

aucun doute et elle est liée à la

présence

des gaz raréfiés de la haute

atmos-phère.

C’est ce caractère monclial de

l’aurore,

joint

à ses

relations avec la

_physique

solaire et nombre de

phé-nomènes

_{géophysiques,}

_{tels que le}

_magnétisme

terres-tre,

les courants

_telluriques,

l’ozone

atmosphéri-que,

etc.,

qui

en fait un des

_phénomènes

les

_plus

importants

de la

_physique

_cosmique.

L’aurore constitue aussi un des rares _{moyens d’étude}

de la haute

_atmosphère

dont nous

_disposions.

Celle-ci

_joue

un rôle essentiel dans les radiocommunications. La

_{météorologie, qui}

_{semble conditionnée par l’état} de

_{l’ionosphère,}

sans

_{qu’on puisse}

encore saisir les

rapports

existants entre les causes

_{extérieures,}

d’ori-gine

solaire,

et les effets

_produits

dans la

_{troposphère,}

devra y

apporter

une attention croissante. Enfin cette

région

sera bientôt le milieu de l’aviation

stratosphé-rique

et,

plus

tard,

celui de

_{l’astronautique.}

2. Observation des aurores. -

_{L’Expédition}

fran-çaise

de l’Année Polaire a

_séjourné

au

_Scoresby

_Sund,

sur la côte orientale du

Grônland,

du 27

_juillet

1932 au

15 août 1933. Les coordonnées

_{géographiques}

de la

Fig. 1.

station

_principale,

établie à l’altitude de 40

_mètres,

au

voisinage

de la mer, étaient : latitude nord 70°29’

1" ;

longitude

9-lo577" W.

Greenwich,

correspondant

à un

retard horaire de deux heures

_(fuseaux)

sur le

_temps

universel. La carte de la

_figure

1 montre la situation

géographique

de la station S

_{comparativement}

au

_pôle

magnétique

actuel

_M,

au

_pôle

de Gauss G et à la zône

aurorale,

schématisée par la circonférence centrée sur G. L’observation simultanée des aurores dans toute la zône

_arctique

de

_{l’hémisphère}

obscur constituait l’un des buts

_principaux

de l’Année Polaire. Au

Scoresby Sund,

ces

_{observations,}

liées à la

_longueur

de la

_nuit,

furent

_{possibles depuis}

le début de

_septembre

jusqu’au

début d’avril.

La

_{figure 2}

montre la distribution du nombre des heures d’observation durant cette

_période.

Pendant la « nuit

_polaire

_», du 2Z novembre au 21

_janvier,

la veille

_atteignit

17 heures consécutives. Au

_total,

2700 heures d’observation furent effectuées.

L’Aurore Polaire

est,

en

_effet,

un

_phénomène

appa-remment si

fugace

et si

_{capricieux qu’une statistique}

Fig. 2.

précise

ne

_peut

en être dressée que par une veille

continue. Les résultats obtenus par de courtes obser-vations

_périodiques

du ciel

_peuvent

conduire à des conclusions erronées. Le

_personnel

de

_{l’Expédition}

étant nombreux

₍₁₅

_membres)

et surtout constitué d’officiers de marine et de

_marins,

une veille

_continue,

effectuée par «

_quarts

de trois

heures,

_{par douze}

d’entre nous, fut

organisée

par le lieutenant de

vais-seau

Habert,

chef de

_{l’Expédition,}

à

_partir

du 17 sep-tembre 1932.

L’observation des aurores

s’effectue,

en

_général,

dans

les

_{régions polaires,}

en

_plein

air et dans des conditions

très

_pénibles.

Il semblait

_possible

de faire

_beaucoup

mieux. Nous fîmes édifier sur le toit de la station -laboratoire

_(voir

_fig.

₃₎

une tour

_hexagonale

de deux mètres de diamètre terminée par une cabine munie de

six

_glaces

doubles inclinées et d’un

_capot

central releva-ble. Les observations

_pouvaient

ainsi se faire à l’air

libre,

la tète de l’observateur affleurant l’ouverture du

capot,

tandis

_qu’il

était

_baigné

dans un courant d’air chaud

_{ascendant, provenant}

de l’intérieur du bâti-ment.

Des

_supports

mobiles et

_orientables,

fixés a

l’inté-rieur,

pouvaient

recevoir un ou deux

_appareils

photo-graphiques

utilisables ainsi sans _{mouffles par les}

_plus

grands

froids. Par très mauvais

temps,

il était encore

possible

de faire des observations

_{spectroscopiques}

au

travers des

_glaces.

De très nombreuses aurores n’ont été décelées par

temps

couvert que

grâce

au

400

l’espace compris

entre les

_glaces,

était chauffé _par un

ruban de nichrôme absorbant une centaine de watts.

Enfin,

l’intérieur de la cabine

_portait

une

_graduation

angulaire

apparente

pour l’orientation

rapide

des

phé-nomènes observés.

Fig. 3.

On sait que les aurores sont

_toujours

sensiblement orientées selon des

_{parallèles magnétiques}

se

rappor-tant à l’axe

_théorique

de Gauss. Il était donc

_plus

indi-qué

de les

_rapporter

à ces

_points

cardinaux

magnéti-ques

qu’aux

coordonnées

_{géographiques.}

Or,

il se

trouve,

qu’au Scoresby

Sund,

la direction de ce

_pôle

de Gauss

_(Thule)

coïncide sensiblement avec la

décli-naison

(33°~1’

Ouest).

Les

_points

cardinaux inscrits dans la

_coupole

le furent donc

_simplement

_d’après

les indications du compas.

Une

_sphère

céleste orientée et mue _par un

mouve-ment

_{d’horlogerie}

selon le

_{temps sidéral,}

ainsi

_qu’un

dispositif

de

_calque

sur carte lumineuse

_plane

du ciel furent même installés par le Commandant Habert. Le

premier permettait

la mesure

_rapide

des hauteurs stellaires de référence. Le

second,

la restitution de la

position géographique

des aurores au _{moyen d’un}

système

de

_{projection particulier.}

Sur le cahier

d’ob-servation,

éclairé par une

_lampe

_veilleuse,

étaient

portées

les indications suivantes :

1°

_L’heure,

_exprimée

en

_temps

de Greenvich.

2° Les conditions

_{météorologiques,}

au

_point

de vue

de la

_visibilité;

3° La forme de l’aurore

_{(arc homogène, draperie,}

rayons, couronne,

etc.) ;

4° La

_position

dPs

_lueurs,

en fonction des

_points

cardinaux

_{magnétiques,}

_{(coordonnées}

de la

_station);

5° Leur hauteur au-dessus de

_l’horizon;

6" Leur

_position

par

rapport

aux étoiles

caractéris-tiques.

i ° L’intensité du

_{phénomène, exprimée}

selon l’échelle

internationale

₍₀

à

_{4), appréciée}

à l’oeil nu ou, par

,temps

couvert,

au

_{spectroscope.}

Plus de dix mille observations de ce _{genre furent}

notées. Elles seront

_publiées

dans un autre recueil. Nous nous bornerons à

_reproduire

ici,

à titre

d’exem-ple,

une _{page d’observations :}

«

_{~4j 3~}

_{i ~J’ 3 ~, quart}

de 4 h. à 7 h.

_Gr.,

Habert.

4 h 00 Ciel entièrement couvert. Il

_{neige. Spectre}

continu au

_{spectroscope.}

_(Lune

quar-tier).

Aucune aurore observable.

4 h 30 Ciel couvert avec trous. Il

_{neige toujours.}

Quel-ques étoiles

apparaissentau S

W et au zénith. Aucune aurore observable.

4 h 45

_Rayons

visibles entre _{les nuages : Azimuth :}

~70°,

h

_{= ~~°, I = ~ .}

4 h 55 Arc visible entre _{les nuages} au

_S,

A

_{=== 75°,}

I =1 Raie à

_peine

discernable à l’Est. 5 h 00 Ciel

_9/10

couvert.

5 h 20 Ciel

_8/10

couvert. La

_neige

cesse.

5 h 25 Lueur aurorale au 150° h ==

12°,

1

_=1,

visible

entre les nuages.

5 h 30 Ciel

_5/10

couvert. L’Aube éclaire tout l’Est du ciel.

5 h 36

_Draperie

au

_I60°,

h =

10°,

1 =z 3. Forte

bril-lance

_malgré

la lumière de l’aube. Assez

grande

turbulence.

5 h 42 Arc double culminant au

_S;

h == 85°

(calque),

1=1

5 h 47 Autre arc culminant au

_{Nord ;}

h

= 85°,

_(calque)

I = 1.

5 h 50 Lueurs

_éparses

et très faibles sur les

_positions

de l’arc de 5 h 42.

5 h 56

_Draperies

culminant au

_zénith;

I = 2,

_(vers

l’Est),

très brillante à l’Ouest : I = 3

_(calque).

6 h 00

_Quelques

lueurs

_subsistent,

mêmes

_positions.

6 h 13

_Fragment

de

_draperie

visible à travers les nuages : 280

A

~90°,

h =

6U°, I = ~.

6 h 20

_Fragment

d’arc à

_peine

_perceptible

sur le ciel

clair : A

= 2701,

h =

6 h 28 Deux

_draperies

_culminent,

l’une au S : h = ~8 .

l’autre au N : h =

55°,

1 = 2. Les rayons

ébauchent une couronne.

6 h 30

_Rayons

au

_280°,

h =

_60°,

1 == 2.

6 h 38 Il fait

_jour.

On

_distingue

les couleurs du

_spectre.

Les étoiles de

_première

_grandeur

_seules appa-raissent t encore. On observe

_cependant

un

fragment

de

_draperie

très brillant : A =

300%

H

_{= 60°,}

7=3?

6 h 46

_Rayon

très brillant à l’ouest : 30° à 50° 1 === Il?

Il fait

_grand

_jour.

On

voit,

d’après

cet

_exemple,

_que

_lorsque

les condi-tions de visibilité sont

_{favorables, l’aurore,}

_{quoiqu’étant}

un

_phénomène

essentiellement

discontinu,

est

quasi-permanente.

Si l’on divise les

_journées

d’observations

en deux

_périodes,

_comptées

de () à 12 heures et de 12 h à 24

heures,

deux seulement de bonne

visibilité,

(5

février

_{soir, 8}

février

_{matin), (quoique ayant}

eu _{lieu par}

repré-PLANCHE I.

PLANCHE II.

Fig. 6.

Fig. 8.

PLANCHE IV.

Fig. 5.

401

sente une

_proportion

de

0,5

pour 100. Une

statistique

horaire donnerait sans doute une

_{proportion supérieure.}

Néanmoins,

on voit

_qu’en

_pleine

_période

de minimum

solaire et en une station située au nord de la zone

de

fréquence

maxima de

_Fritz,

_{l’aurore est à peu}

_près

permanente.

3. Formes aurorales. - Toutes les formes

clas-siques (arc,

draperies

etc.)

ont été

_observées,

_toujours

sensiblement

orientées,

de l’Est à l’Ouest.

Les déviations

_atteignaient

45° de

_part

et d’autre de la direction E-W d’une

_{façon apparemment}

désordonnée.

Cependant

les beaux travaux de restitution du Comman-dant Habert montrent un

_déplacement

_diurne,

_régulier

du

_pôle

auroral,

les arcs du soir étant centrés vers le

NE et ceux du matin vers le Ce mouvement est

en accord avec les observations faites à bord du

« Maud »

(1).

D’une manière

_générale,

les arcs diffus

_homogènes

et

tranquilles

ont été

_plutôt

observés au Sud. Si la base

d’un tel arc est vue, par

exemple,

à 10° au-dessus de

l’horizon,

il culmine à 570 Km de

_distance,

sa hauteur

étant de l’ordre de 100

_Km,

c’est-à-dire

_qu’il

se trouve

au-dessus du Nord de

l’Islande,

en

_pleine

zône

auro-rale.

Des arcs ont été vus simultanément au Sud et au

Nord,

respectivement

à 5 et 8° de hauteur

_(28/2/33).

Leur distance était ainsi de 1800 Km. La

_largeur

de la zône aurorale n’est pas une

_grandeur

définie. Elle n’a

qu’une

valeur

_statistique.

Ces arcs n’ont

_jamais

été assez brillants

_(intensité

maximum

₃₎

_pour

_paraître

colorés. Ils

_pouvaient

per-sister

_plus

d’une heure sans

_changement

_apparent.

Les arcs et les

_draperies

_peuvent

se

_déplacer

tout d’une

_pièce

et très

_rapidement

vers le nord ou vers le

Sud. Par

_exemple,

le

_4/2/1933

une

_draperie

vue au

Nord à 21 h 54

_(h

=

85°)

culminait au Sud

_(h

=

63°)

une minute

_plus

tard. La vitesse de

_déplacement

était ici de l’ordre du Km par seconde

(2/3

Km/sec).

Ces

mouvements sont aisément

_{interprêtés}

dans la théorie que nous avons donnée de ces

_phénomènes

₍₂₎

_par une

variation continue de

_l’énergie

des électrons

_primaires

d’origine

solaire.

On

peut

dire que le volume et la mobilité des

phéno-mènes auroraux varient inversement avec leur inten-sité. Parfois la raie verte est

_visible,

_{par ciel pur,} sur

le ciel tout entier. Un arc

_{homogène tranquille,}

vu au

Zénith, peut

atteindre une

_largeur

de

_50,D,

ce

_qui

cor-respond

à une

_épaisseur

d’une centaine de kilomètres.

Dès que l’intensité

augmente,

il se contracte et est

par-couru _{par des ondes lumineuses}

_{longitudinales}

à bord net du côté du sens de la

_propagation

et à bord diffus du côté

_opposé.

Des

_exemples

d’une telle

_onde,

_qui

_peut

se

_{déplacer à toutes}

les

allures,

jusqu’à

40°/sec

(plusieurs

dizaines de kilomètres par

seconde)

sont visibles sur les

.

figures 4

et 4 bis. Cet effet est dû à la

_{phosphorescence}

de l’air excité par les rayons

cathodiques,

le

_phénomène

(1) FISK et FLEMiNG, Terr. mars _1928, t. 33, p. 37.

(1) A. DAUVILLIBR. Rev. Geu.

_Electr.,

t. 31, 5 mars, 2 et 9 avril 1932.

d’excitation durant lui-même seulement un

_temps

très

court,

d’autant

_plus

court que l’intensité est

_{plus grande}

et

_pouvant

sans doute s’abaisser

_jusqu’au

millième de seconde.

La

_{phosphorescence, qui}

résulte du retour à l’état

stable des atomes excités

_(la

raie verte

_{caractéristique}

5577 Á

_correspond

à la transition

So

-

1D2),

s’affaiblit

graduellement

et

_peut

_persister

_près

d’un

_quart

d’heure dans le cas des

_plus

fortes excitations

_{(1 = 4).}

Lorsque

l’intensité

_augmente,

l’arc

_{hétérogène}

se

transforme d’abord en une mince

_draperie

_parcourue par des rayons lumineux très déliés et très mobiles. Le cliché de la

_figure

6 en donne un

_exemple.

Vue au

Zénith,

la

_largeur

ne

_dépasse

_pas

_quelques

_minutes,

soit moins d’un

_kilomètre,

_{diamètre moyen d’un rayon.} En même

_temps,

la

_draperie

ondule lentement avec un très

_grand

_{rayon de}

_courbure,

de l’ordre de 100 I~m. Cette contraction du

_phénomène

lumineux dans l’es-pace au

_voisinage

de la Terre

_{(à quelque}

centaines de kilomètres du

_sol)

traduit nécessairement la contrac-tion

_{correspondante}

de la source en fonction de l’inten-sité.

_D’après

la

théorie,

cette source est _{constituée par}

une boucle d’électrons solaires de

_{grande énergie,}

enroulés dans le

_{champ magnétique}

du Globe à une

grande

altitude,

de l’ordre du rayon terrestre. Ces

cor-puscules

arrivant dans le

_plan

de

_{l’équateur}

solaire sont _{déviés par le}

_champ

_magnétique

du Globe et ne

rencontrent _pas

_celui-ci,

mais seulement les confins de

son

_{atmosphère qui, théoriquement,}

s’étend

_jusqu’à

6,6

rayons

terrestres,

comptés

à

_partir

du centre.

Ce faisceau

_cathodique

_primaire,

traversant un _gaz

ionisé

_{(ionosphère)}

_{par le}

_rayonnement

ultra-violet

solaire,

donc à

_{charge spatiale}

_positive,

est fort

ana-logue

aux faisceaux

_cathodiques

se

_propageant

dans le gaz raréfié d’un tube de Crookes à basse tension et il est bieii connu _{que, dans} ce cas, il se

_produit,

_pour une

certaine densité

_{électronique}

du

_{faisceau, dépendant}

de la

_pression,

une

_remarquable

concentration

électrosta-tique

ionique

(Johnson,

Buchta).

Un faisceau

_cathodique

à basse tension

_produisant

un

_spot

brillant d’un milli-mètre carré de

section,

transporte

environ un

micro-ampère

et est concentré sous la

_pression

d’une

_barye.

Il

a une densité de 10-’~

_A/em2.

La densité que l’on

_peut

attribuer aux électrons solaires

_peut

être

estimée,

par diverses

considérations,

à

_10-1°Ajcm2.

C’est t une den-sité un million de fois

_{plus petite qui correspondrait}

à une

_pression

de concentration de l’ordre de 9 U-6

barye.

Telle est la

_pression

_{que l’on}

_peut

attribuer à notre

_atmosphère

à une altitude d’un rayon terrestre.

Ce

_phénomène

de

_contraction,

_auquel

nous assistons constamment dans les

_régions

_polaires,

1 semble nous

donner la clef du mécanisme de

_{l’apparition}

des

dra-peries

dans les

_{régions tempérées}

et

_{équatoriales.}

De telles aurores sont

_{inexplicables}

dans les théories

(Birke-land,Stôrmer)attribuant

le

_phénomène

lumineux à

l’im-pact

direct d’électrons solaires.

_L’énergie

_qu’il

faut alors attribuer à ces

_corpuscules,

_{pour leur faire} rencontrer le

_Globe,

_{estd’autantplus}

_grande

_que

402

inférieur net est

_toujours

voisine der 100 1;m, c’est-à-dire

que le

pouvoir

de

_{pénétration}

des électrons e·t

cons-tant et

_indépendant

de la latitude.

Si les

_phénomènes

lumineux

_sont,

au

contraire,

dûs

à des électrons

_secondaires,

comme le

_pensait

P.

Vil-lard, ceux-ci auront

_toujours

la même

_énergie.

Lew orbites

_primaires,

_polaires

et

_{équatoriales,}

donneront à tout moment naissance à l’aurore

_générale

perma-Fig. 7.

nente,

à

_laquelle

nous devons une

_partie

de la lumi-llosité du ciel nocturne. Sous toute

latitude,

un

accrois-sement de densité de ces orbites d’onnera naissance à

une

_draperie,

selon le mécanisme

_précité.

L’un des

_plus

beaux

_exemples

d’aurore

_équatoriale

que l’on

puisse

citer est _{celui observé par}

Angenheis-ter

₍₁₎

à Samoa

_{(14, S)}

le 1:5 mai 9I. Il coïncida avec

le passage par le mérid’ien central du Soleil d’un groupe de trois taches. Entre 18 et 19 heures

_(temps

_local)

un

arc _{rouge intense}

_(h

=

20°),

centré sur le méridien

magnétique,

apparut

au sud de

_{Tongatabu (»°}

_S).

Il est _{à remarquer que le}

_pôle

de Gauss

_est,

dans

l’hémis-phère

austral,

plutôt

tourné vers les îles de la Sonde.

C’est la

_région

le

_plus

_{favorablement située pour} l’observation de telles aurores.

Non’seulement

la nouvelle théorie rend

_compte

de l’aurore

_{permanente mondiale,}

mais elle donne une

interprétation simple

de ces aurores

_{équatoriales.}

Si

1"on considère

_(voy.

fig.

7)

les enroulements

_ayant

lieu dans le

_{plan équatorial magnétique}

du

Globe,

son

champ

Je

_peut

être considéré comme celui d’un

_dipole

placé

en son centre et

_variant,

à

_partir

de ce

_point,

inversement au cube de la

distance,

c’est-à-dire du rayon de courbure p. Les

grandes

valeurs du

_produit

caractéristique 3C p

correspondent

aux orbites de

_grande

énergie

les

_plus

voisines du Globe. Par

_conséquent,

comme le montre la

_figure,

les électrons secondaires libérés donneront naissance à des aurores d’autant

(1) JJeteor. Z., 1932, t. _{39, p. 20.}

plus

voisines de

l’équateur

que

l’énergie

des électrons-solaires sera

_plus

_{grande. L’espace compris}

entre les. tubes de force 1 et 3

_représente

la zône aurorale

_polaire

de

Fritz,

tandis _que te tore 7

_correspond

à l’aurore observée à Samoa. Il est _{à remarquer que les} aurores

que nous _voyons en France sont

_dues,

non à des orbites

_{polaires, géométriquement impossibles.,}

mais à. des

_{trajectoires équatoriales}

de

_grand

_{rayon de}

cour-bure enroulées sur 4. Par raison de

_symétrie

ce méca-nisme donnera naissance à la fois à des aurores boréales et australes

_qui

seront d’autant

_plus

intenses

_qu’elles

seront de

_plus

basse latitude. On

peut

ainsi calculer que

l’énergie

maxima des électrons solaires

peut

attein-dre

_3,,10’°

eV. La

_{sphère S correspond}

à la limite

théorique

de

_{l’atmosphère.}

Un

_phénomène

extrêmement

_remarquable,

_qui

semble avoir

_échappé

à la

_plupart

des observateurs

d’aurores,

a été

_fréquement

observé au

_Scoresby

Sund. Il

apparaît lorsqu’une draperie

intense souvent colorée :

(I =

~~)

passe au Zénith. Le mouvement d’ondulation

signalé plus

haut

_s’exagère

et

_dégénère

en mouvement de rotation

_produisant

des _{tourbillons isolés de rayons.} Ce mouvement est si

_{rapide qu’il}

est fort difficile â saisir et à

_analyser,

et que la

photographie,

qui

exige

une _{pose de l’ordre} de la seconde avec un

objectif

ouvert à

_{fIl, 2}

ne

_peut

en rendre les diverses

_phases.

Cependant,

le cliché de la

_figure

8 a saisi la seconde

par-403

cours de la

draperie

par les rayons est

l’enroulement de ceux-ci a lieu dans le sens

con-traire au mouvement des

_aiguilles

d’une montre.

Lorsque

le

_phénomène

a

_acquis

cette intensité

maxima,

le défilé des rayons est si

_rapide

_{que la}

pé-riode de rotation ne semble pas

_dépasser

le centième

de

seconde,

avec un diamètre d’enroulement de l’ordre de

_{quelques degrés.}

A notre

_{connaissance,}

ce

phéno-mène n’a

_déjà

été

_signalé

_qu’une

seule

_fois,

_par A. We-gener

(1), qui

l’a aussi observé sur la côte orientale du

Gronland,

à Danmarks

_Havn,

lors de ses

_hivernages

de ll,)06-1908.

Fig, 9.,

Ce

_phénomène

doit être tout à fait

_général

mais

quelle

en est la nature ? Pour

_répondre

à cette

_question

nous devons d’abord

_préciser

_{celle des rayons.} Ceux-ci

semblent bien être des rayons

magnéto-cathodiques,

au sens _{que leur} a donné M. Fortin

_(1),

c’est-à-dire des

électrons

_{secondaires,,}

_{d’origine atmosphérique,}

d’éner-gie

relativement

faible,

enr-oulés le

_long

des

_lignes

de

force

_magnétique

du

_champ

terrestre. Ces _{rayons, dont}

les

_figures

10 et

11,

donnent

_{quelques exemples,}

sont

remarquablement

longs

et déliés. On

_peut

vérifier de diverses

façons

qu’ils

coïncident avec l’inclinaison

ma-gnétique.

Par

_exemple,

la

_figure

12 montre une

incli-naison de 7RO

_qui

a été

_plusieurs

_{fois contrôlée par la}

position

du

_point

de radiance de la couronne zénithale par

rapport

aux étoiles

_(vu

au

_Sud,

hauteur :

_{7 i-it;°).}

Les rayons suivent donc bien les

lignes

de force

magné-tique

et ils les suivent

_{toujours ~1).}

Mais,

lorsqu’un

rayon tourne en

_spirale

il

_s’agit

sans doute d’un effet

de

_{perspective :}

l’lllcllnelsoll

peut

demeurer constante

et,

seule,

la, source _{gazeuse tourbillonner.}

Le _{gaz traversé par les électrons solaires}

_perdant

des

A. lFJeddelelser oni _{G,ôtiland., 1930,} Bind _LXXV,

p. 666.

(2) FCRTIP1, C 1904. L _{1G8. p.} 1594.

(ù) On sait que, par suite d’un effet de parallaxe, le point de

radiance est toujours un _peu au-dessous du zénith _magnétique.

(Galla, Aslron. Nach., t. _{79; Lespiault,} Jottrn. de _{f’ItcJs ,} t. _3,

p. ï~. 18 ï4).

électrons de

_grande

_{énergie, acquiert}

donc une

_charge

spatiale positive.

S’il est animé d’une

_grande

vitesse de translation

_(par

ex. AY -

E)

le

_long

de la

draperie,

il sera

_équivalent

à un courant et la loi de

_Laplace

montre

_qu’il

formera des tourbillons autour des

_lignes

de force du

_champ

_magnétique

_{parcourues dans le} sens

inverse à celui des

_aiguilles

d’une

_montre,

_pour un

observateur au sol. La vitesse

_tangentielle

_dépend

de

la

_charge

et de la vitesse de translation. Elle

_peut

atteindre 1 000

_kmjsec.

Si la théorie est

_exacte,

le sens

de rotation doit être inversé dans

_{l’hémisphère}

aus-tral.

Les

_{perturbations}

_magnétiques

sont

_{enregistrées}

au

sol par des

variomètres,

c’est-à-dire des

_appareils

mé-caniques

à aimants

_{permanents mobiles,}

d’une inertie de l’ordre de

_plusieurs

secondes. Les

_{perturbations}

extrêmement

_rapides

dans

l’inclinaison,

par

exemple,

que nous observons dans le

ciel,

ne

_peuvent

être

enre-gistrées

par eux. Dans le but de mettre en évidence ces

_{perturbations}

de

_grande

_fréquence

et de

_grande

amplitude, probables

mais encore

_inconnues,

nous

avions

_emporté

au

_Scoresby

Sund un

_{oscillographe}

cathodique

à basse tension dont le

_spot

aurait accusé les variations

_rapides

du

_champ.

Malheureusement,

cent

appareil

fut victime

_irréparabTe

accident et

l’isolement

_complet

de la station entre

_chaque

été n’en

permit

pas le

remplacement.

Nous nous _{proposons de}

reprendre

ces observations avec un tube

_cathodique

fonctionnant à très basse tension

₍₃₀

_volts).

L’existence même du rayon isolé soulève un

_problème

fondamental. La concentration ne _{semble pas ici} due

à un effet

_ionique,

car le diamètre ne varie _pas sur

plusieurs

centaines de kilomètres de

hauteur,

dans un

milieu où la densité doit

_cependant

s’accroître notable-ment vers le bas. Il semble nécessaire

_d’imaginer

_que

la source en est un _{orolmue gazeux discret} et

_mobile,

et l’on arrive ainsi à la

_conception

d’une haute

atmos-phère,

-

en

_période

_d’orage

auroral,

-

discontinue,

cyclonique

et tourbillonnaire. Cette turbulence de

l’ionosphère

serait de nature

_{électromagnétique,}

mais il

_paraît

difficile de

_{préciser davantage}

actuellement cette

_conception

nouvelle.

Enfin,

il faut remarquer que la concentration

ionique

d’un faisceau

_cathodique

_{s’accompagne}

_toujours

de contractions et de dilatations

_{périodiques :}

le faisceau ressemble à une corde vibrante

_(Buchta)

dont la lon-gueur d’onde

dépend

de l’intensité. Cette

_{périodicité}

pourrait,

dans une certaine mesure, être

l’origine

des rayons constituant la

draperie.

Si le rayon est bien effectivement un enroulement

magnéto-cathodique,

son

_{diamètre, qui}

est de du

_kilomètre,

dans un

_{champ magnétique}

voisin de

0,6

Gauss, correspond

à une

_{énergie électronique}

de l’ordre de 10i e’7. Cette

_énergie

est considérablement

plus grande

que celle que hon

peut calculer,

en

404

pression

normale,

est seulement de 8.105 X

10-tJ,

soit 8 mm, et des électrons totalement arrêtés par cet écran n’ont

_{qu’une énergie}

de i0~ eV. Une

_pareille

trajec-toire

_(’)

est

_cependant

_peu

_plausible

et nous

adopte-rons

_plutôt

la valeur calculée

_plus

haut : 101

_qui

~est de l’ordre de

_grandeur

de

_l’énergie

des électrons secondaires

₍₁₀₆

excités par des électrons

cos-miques d’énergie égale

à 1.09 ou 10’° eV.

Le rayon

correspond

bien à un courant d’électrons

,dirigé

de haut en bas. Plusieurs observations

indépen-dantes ont _{montré que}

_{lorsqu’une grande}

_draperie

traversait le

Zénith,

en

_passant

du Sud au

_Nord,

la

dé-clinaison,

qui

était occidentale avant le _passage, deve-nait orientale sitôt

_après.

Le

_{champ perturbateur}

est ici le

_{champ magnétique}

_{d’une nappe de courants}

élémentaires

_{quasi-verticaux.}

En dehors de cette

turbulence,

les

_draperies

sont

sujettes

à de lents mouvements d’ensemble de beau-coup

plus

grande

amplitude qui,

à une autre

_échelle,

imitent les mouvements

_rapides

d’ondulation et de

giration déjà

décrits. De tels mouvements sont visibles

sur les

_figures

_{~, ~ 1}

et 13. Ce _{dernier cliché montre que}

plusieurs

draperies

parallèles

accusent simultanément

le même

accident,

ici une courbure de concavité tour-née vers le Nord. Trois

_{draperies parallèles}

de ce

genre sont

interprétés,

selon la

théorie,

par la traver-sée de

_{l’ionosphère}

_{par trois boucles}

_{concentriques}

d’électrons

_{primaires monocinétiques.}

Ces

_draperies

représentent

trois « raies » distinctes du

_spectre

rllagné-tique

terrestre des électrons solaires. Ces _electrons

gra-vitent à une altitude où les accidents terrestres du

champ magnétique

s’évanouissent et où le

_pôle

auroral,

centre de courbure des arcs,

coïncide,

non avec le

pôle

de

_{déclinaison,}

mais avec

_Iepôle

de

_Gauss,

comme

le montre l’observation. Les

_{spires primaires}

ne

souf-frent donc pas les

perturbations

montrées,

au

_voisinage

de la

_Terre,

_{par les rayons et les}

_draperies.

Ces accidents de

_{grande amplitude}

dénotent une

perturbation

magnétique

profonde

régnant

sur une

région

étendue du Globe. Une

_draperie

_{finissant par} un

enroulement en

_spirale

de rayon de courbure

rapide-ment

_{décroissant,}

semble

_représenter

la fin d’une

éruption

solaire en traduisant l’abaissement

_progressif

de

_l’énergie

du

_jet

coronal élémentaire

_{correspondant.}

4. Structure et Turbulence de

_{l’ionosphère.}

-Les aurores intenses montrent souvent l’existence de très

_longs

rayons dont la luminosité semble peu varier

sur un _{parcours de}

_plusieurs

centaines de kilomètres.

D’après

la loi de

_Laplace,

cette luminosité

_devrait,

au

contraire,

varier

_{exponentiellement.}

Il en _{résulte que}

la

_pression

dans

_{l’ionosphère}

ne doit décroitre que fort

lentement. De

_plus,

la couleur de ces _{rayons est}

sou-vent invariahle et leur

_spectre

ne décèle rien d’autre

que les bandes de l’azote et les raies de

l’oxygène.

L’ionosphère

n’a donc nullement la nature que lui attribue la théorie

_{classique :}

une

_{superposition}

de

(1) Qui a conduit Yegard à la conception qu’elle était celle de rayons a.

couches gazeuses

tranquilles

de densité décroissante. A l’altitude du bord inférieur net des aurores, soit 100

_kilomètres,

_{l’atmosphère}

ne devrait

_{déjà plus}

être

constituée que

d’hydrogène.

L’existence d’une

_ionosphère

s’étendant à

_{une grande}

altitude

_(Stôrmer

a

_{photographié,}

durant des aurores

intenses,

des rayons

apparaissant

dès 2400

_Km),

for-mée de gaz

lourds,

azote et

_oxygène,

et dans

_laquelle

la

_pression

décroit

lentement,

est une condition peu

favorable pour

l’astronautique.

Les calculs de R. Es-nault-Pelterie

_(’)

ont montré

_qu’une

_atmosphère

d’hy-drogène pourrait,

à la

_rigueur,

être traversée sans dom-mage par un astronef doué d’une faible accélération mais celui-ci sera inévitablement

_grillé,

à la manière d’une étoile

_filante,

s’il doit traverser une

_atmosphère

étendue _{constituée de gaz lourds.}

Les nuages

phosphorescents

post-auroraux

décèlent

parfois,

par leurs

mouvements,

l’existence de

vents,

d’une très

_{grande rapidité}

dans

_{l’ionosphère. Déjà}

les nuages

phophorescents

(Ceralski,

1885),

dont l’altitude

est de 80

_Km,

montrent des vitesses d’entrainement de 300 mis. Les traînées

_{phosphorescentes}

de

_longue

durée

_{(un quart d’heure)}

_{laissées par certaines étoiles} filantes entre 150 et 180 Km

d’altitude,

et dont la nature semble être

_identique

_{à celle des rayons}

auro-raux

_(excitation

_{électronique),}

accusent des vitesses

plus

considérables encore.

Les nuages

post-auroraux

montrent l’existence de vents animés de vitesses de _{dizaines de kilomètres par}

seconde,

à _{la suite d’aurores intenses. Le gaz de}

l’io-nosphère

étant

_toujours

illuminé et fortement ionisé par le

rayonnement

ultra-violet

_solaire,

il est

_probable

que ces vents sont

_{d’origine électro-magnétique.}

Rappelons

que sous ces

_pressions,

inférieures à la

barye,

le gaz est

ultra-raréfié,

quelavie

des ions formés est de l’ordre de l’heure _{et que la vitesse}

_{d’agitation}

moléculaire

_thermique

est voisine du _{kilomètre par}

seconde.

Non seulement _{les nuages}

_{phosphorescents}

post-au-roraux décèlent l’existence dans

_{l’ionosphère}

d’une turbulence

_parfois

_{considérable,}

mais encore les rayons

des

_draperies

montrent souvent l’existence de couches

ionosphériques

de densités différentes se traduisant par des variations de luminosité le

long

de _leur

par-cours.

Deux beaux

_exemples

de ce

_phénomène

sont montrés par les clichés 4 bis et 11. Le

_premier

montre la

_présence

d’une

_frange

lumineuse à la base d’une

_draperie,

sur

une hauteur voisine de 30 Km. Cette

_frange

décèle

l’existence d’une couche

_{ionosphérique}

de densité éle-vée dont le bord

_supérieur

_{atteint 130 Km. On pense} immédiatement à

_rappiocher

ce

_phénomène

de celui

des arcs

_{crépusculaires.}

_{Esclangon (1)}

a souvent observé à l’Ouest

_{(H =}

_45°),

trois arcs

_successifs,

rose,

jau-nâtre et

_{bleu-verdàtre,}

_{correspondant}

à des altitudes

respectivement égales

à

16,

45 et 130 Km.

(1)

L’astronautique,

Paris 1930.

405

Cette dernière valeur est en accord avec celle trouvée

pour l’arc

crépusculaire

principal

(126 Ism)

par A. We-gener

(1. c.)

à Danmarks Havn. Ce savant observa

en outre vers

minuit,

au solstice

_d’hiver,

_pendant

la

nuit

_polaire,

un arc

_{crépusculaire argenté,}

distinct de la lumière

zodiacale,

de faible

_hauteur,

au-dessus de l’horizon Nord

_(dépression

solaire

_{36° 18’)}

et

corre5-pondant

à une altitude de 700 kilomètres. Par suite de

l’emplacement

défavorable de la station du

_Scoresby

Sund, qui

avait été choisi en _{1931 par la mission}

Charcot,

nous ne

_pûmes

malheureusement observer

ces intéressants

_{phénomènes,}

les horizons Nord et Est étant bouchés

_jusqu’à

une hauteur de dix

_degrés.

Ces

conditions se révèlèrent aussi fort

_gênantes

_pour

l’ob-servation des aurores

_éloignées

et celle du ciel en

général.

5. Brillance de l’aurore

_polaire.

-

L’aurore,

avec les intensités

_{1, 2, 3,}

_{qu’elle présente généralement}

n’apparaît

t _pas

_colorée,

car sa brillance est au-dessous du seuil de la

_perception

de la couleur verte de la raie 5577.

On sait que la brillance du ciel nocture est voisine de 10-8

_bougie/em2.

Un arc d’intensité 3

_présente

à

peu

près

la brillance d’un nuage éclairé par la

pleine

lune. Le même nuage éclairé par le soleil aurait une

brillance de

_quelques

_bougies/em2.

Comme les diamè-tres

_apparents

de la lune et du soleil sont les mêmes et que la lune a un éclat _{dix fois moindre que celui du} nuage

ensoleillé,

on en

déduit,

la brillance moyenne

du soleil élant de

1,5.10~

b/em2,

que celle de l’aurore

(1

=

3)

est de

quelques micro-bougies

_{par centimètre}

carré.

1

La lumière aurorale

_n’agit

sur l’oeil que par la raie

5577 3x

_qui

est intense et

_qui

coïncide avec le maximum

de sensibilité de la rétine. C’est _{à dire que}

_{l’éclairage}

produit

par une aurore est tout à fait

monochromatique.

Ce n’est que pour de très fortes aurores _{que les raies}

4709, 46~2, ~~?77,

3914 se

_perçoivent

faiblement au

spectroscope

de

_poche.

L’intense raie 5577 se diffuse sur _{les nuages,} sur la

neige (je

l’ai maintes fois observée sur le cahier d’ob-servations

_!)

et c’est cette diffusion

_qui

a 3i souvent

trompé

des observateurs peu avertis en leur faisant

croire à la

_présence

d’aurores au sol.

C’est seulement avec les aurores _{d’intensité 4 que les}

couleurs

_{apparaissent fugitivement :}

le

_vert,

dû à la raie

_5577,

le

violet,

aux bandes de l’azote et _{le rouge, à,} la raie de

_l’oxygène

6320 À.

_{L’éclairage}

dû à l’aurore est alors très sensible et la

_{neige apparait}

rosée.

Nous n’avons pas

observé,

au

_Scoresby

_Sund,

les

aurores uniformément colorées en _{rouge décrites par}

plusieurs

auteurs.

6. Variation diurne de l’aurore

polaire.

-L’observation continue des aurores montre immédiate-ment une variation diurne accentuée. Celle ci est

préci-sée par la

statistique

horaire

_portant

sur les 157 auro-res les

_plus

intenses et les

_{plus caractéristiques}

_(voir

fig. 14).

Cette courbe montre l’existence de deux

maxi-ma : un maxima

_principal

à 21 heures

_{(temps local)}

et

un maximum secondaire à 4 h.

_1/2.

Cette variation diurne est due à un

_grand

mouve-ment

_{d’ensemble,}

à un

_{déplacement géographique}

quo-tidien de la zone aurorale.Une série de très fortes

auro-res, observées fin février

1933,

ont montré ce

phéno-mène avec la

_plus

_grande

netteté. Les lueurs

apparais-saient dans la soirée à l’horizon

_Sud,

au-dessus de l’Islande. Les

_draperies

_{s’élevaient ensuite peu à peu} par vagues

successives,

jusqu’au

Zénith à l’heure du

maximum,

puis

s’éloignaient

vers le Nord où elles

dis-paraissaient.

Au

matin,

ces _vagues revenant du Nord sont

_responsables

du maximum secondaire

_{lorsqu’elles}

repassent

au Zénith.

Ces flux et reflux ne sauraient être mieux

_comparés

qu’à

une marée montante ou descendante dont les vagues déferlent successivement sur le

_rivage.

Le

phé-nomène est dû à la rotation de la Terre dont l’axe

ma-gnétique

tourne en 24 heures en

_présentant

des inci-dences variables par

rapport

au

_plan

de

_1"équaieur

solaire.

Le

_pôle

auroral ne se confond avec l’axe cle Gauss

que d’une manière

statistique.

Il

_décrit,

en

_réalité,

une

courbe fermée autour de cet axe en

_ayant

_toujours

ten-dance à suivre le soleil. Ce

_{déplacement géographique}

peut

se retrouver dans la

_plupart

des stations arcti-ques et

_antarctiques

et semble

_général.

La variation diurne suit l’heure locale et elle se confond avec la

variation diurne de

_{l’agitation magnétique.}

Comparativement

à ces

_{observations,}

il est intéres-saut _{de noter que}

_{pendant l’expédition}

du

_Maud,

sur la côte Nord de la

_Sibérie,

de 1918 à

_1925,

tandis que le navire était sensiblement à 180’’ du

Scoresby

Sund

_{(74°N, 1"720 E. Gr.),}

au

Sud de

la zone

_aurorale,

les arcs

_{apparaissaient}

le soir au Nord et s’élevaient

vers le Sud au cours de la nuit. Le maximum auroral

avait lieu vers minuit. C’est

_{hréclisément l’époque (le}

milieu du

_jour)

du minimum d’activité

_magnétique

au

Scoresby

Sund.

D’autres causes

_peuvent

contribuer

à

_produire

la

variation diurne : Si

_{l’ionosphère}

est « soufflée » _par

406

locale),

tandis que les

jets

coronaux

_{s’approchant}

du

,glob,p,

vers son côté « soir » ont tendance à

_produire

un

maximum d’activité vers 18 heures.

7. Variation de l’activité aurorale. - La

statis-tique

permet

de définir une activité

_aurorale,

_analogue

-à l’activité

_magnétique.

_{Il suffit pour cela d’attribuer à} chacune des deux

_périodes

de douze heures de

_chaque

jour (matin

et

_soir)

des coefficients d’activité

_analogues

à ceux

_ayant

servi à estimer l’intensité des

phéno-mènes lumineux élémentaires observés.

Cette

attribution,

qui

doit tenir

_compte,

à la

fois,

de la

_fréquence

et de l’intensité des lueurs

_apparaissant

durant

_{chaque période,}

est nécessairement moins

_pré

-cise que dans le cas de la lecture de

_{magnétogrammes}

et elle

_possède

un caractère

_empirique

_marqué.

Néan-moins,

elle s’est _{révélée tout aussi satisfaisante que la}

qualification

de l’activité solaire au _moyen des nombres de Wolf et elle est

_justifiée

_par son excellent accord

avec les données

_{magnétiques.}

La courbe de la variation de l’activité durant

l’an-née polaire

aurorale est donnée sur la

_figure

_15,

com-Fig.15.

parativement

avec les activités solaire et

_magnétique

au

_Scoresby

Sund durant la même

_période.

_Les

par-ties

_manquantes

de la courbe

_{correspondent}

aux

pé-riodes

_{pendant lesquelles}

les observations étaient

ren-dues

_impossibles

_{par les conditions}

_{météorologiques}

défavorables

_(tourmentes

de

_neige).

On voit tout d’abord _{que, ainsi}

_qu’il

a été dit

_plus

haut,

l’aurore est un

_phénomène

_permanent,

l’activité ne s’étant annulée que deux fois au début de février

Ces deux

_périodes

de « calme auroral » ont

coïncidé,

comme on le

_voit,

avec des

_périodes

de calme

magné-tique complet,

la variation diurne des éléments

ma-gnétiques

étant alors elle même insensible. On voit

aussi, qu’étant

donné leur

_caractère,

les courbes

d’ac-tivité aurorale et

_magnétique

concordent d’une

ma-nière

_remarquable,

_ayant

été

établies,

bien

entendu,

tout à fait

_{indépendamment}

l’une de l’autre. Ceci

prouve, une fois de

plus,

la relation étroite

_existant,

dans les

_{régions polaires,}

entre les

_{perturbations}

auro-rares et

_magnétiques

et leur

_origine

commune.

Depuis

la

_mi-septembre

1932

_jusqu’à

la

_mi-janvier

1933,

les courbes accusent une variation désordonnée

qui

est à

_rapprocher

de celle de l’activité solaire durant la même

_période.

_Mais,

à

_partir

de cette

_époque

et

jusqu’au

début

d’avril,

elles

_prennent

une allure beau-coup

plus

intéressante. Elles

présentent

alors une