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La constitution de l’ionosphère
R. Jouaust
To cite this version:
LA CONSTITUTION DE
L’IONOSPHÈRE
Par R. JOUAUST.
Som maire. - L’emploi des ondes radioélectriques a permis l’étude de l’ionisation de la haute atmosphère
aux altitudes comprises entre 100 et 500 km. région qu’on dénomme l’ionosphère. Il a été constaté
que l’ionosphère comportant essentiellement trois régions de variation rapide de la densité électronique.
On a pu évaluer pour chacune de ces régions la valeur de cette densité qui présente des variations diurnes et saisonnières. L’étude de ces variations conduit à la conclusion que l’ionisation de la haute
atmosphère est due en grande partie à l’action des rayons ultra-violet et que la disparition des électrons est due à la recombinaison des ions positifs.
Par
ionosphère,
on entend lapartiè
de la hauteatmosphère
entre 100 et 400 km d’altitudequi
inter-vient dans lapropagation
des ondesradioélectriques.
Ce nomd’ionosphère
lui vient du fait que pourexpli-quer les
phénomènes observés,
onadmet,
que danscette
région
se trouvent ungrand
nombre departicules
électrisées.Jadis,
lespropriétés
del’ionosphère
étaient déduites des loisqu’on
observait en coursd’exploitation
relatives à lapropagation
des ondesradioélectriques.
Depuis
quelques
années desexpériences
directes ont été réalisées pour étudier cetterégion
del’atmosphère
dont la constitution semble reliée à un certain nombre de manifestationsgéophysiques
ouastrophysiques
(perturbations magnétiques,
activitésolaire).
La con-naissance de cette constitutionpeut
donc être utile pour aider à élucider le mécanismequi régit
l’existence de ces diverses manifestations.C’est le
physicien anglais Appleton qui
institua lespremières expériences
pour l’étudesystématique
del’ionosphère.
Mais la méthode laplus employée
aujour-d’hui est celle du
sondage
vertical ou despul,aiions
rapides
dues auxphysiciens
américains Breit et Tuve. Nous allons décrire sommairement cette méthode :un
poste
radiotélégraphique
travaillant sur faiblelon-gueur d’onde
(inférieure
à 2mégacycles
par seconde ou 150 m delongueur d’onde)
émet dessignaux
trèsbrefs,
de l’ordre dequelques
dix millièmes de seconde. Cessignaux
sont reçus à une faible distanceet
après
amplification
convenableenregistrés
sur unoscillographe. L’enregistrement
au lieu d’êtreunique
est double. Ilprésente
l’allure de lafigure
1.On admet que le
signal
1correspond
à l’onde de sol et lesignal 2
à une réflexion des ondes sur les couches ionisées de la hauteatmosphère (’).
Il est facile de se rendre
compte
que leproduit
dutemps
qui
s’est écoulé entrel’enregistrement
desdeux
signaux
par la vitesse de la lumière donne le (1) Cette méthode à été appliquée en particulier par Appleton et ses collaborateurs en Angleterre; Kirby, Berkner et Stuart,Gilliand aux Etats-Un’s, C’est aux travaux de ces
expérimenta-teurs que nous empruntons la majorité des renseignements
con-tenus dans cette étude.
double de la distance entre le sol et la couche réfléchis-sante de la haute
atmosphère.
Que
sepasse-t-il lorsqu’on
fait varier lafréquence
de l’émission. Les résultats sont traduits par lafigure 2
où on aporté
en abscisse lesfréquences
et en ordonnée les hauteursqui
sont mentionnéesplus
haut. Ces résultats sont du reste variables d’unjour
àl’autre,
d’unerégion
à une autre. La courbe que nousrepro-duisons pour
indiquer
la marchegénérale
desphéno-mènès se
rapporte
à des observations faites à midi auvoisinage
del’équinoxe
deprintemps
dans le sud del’Angleterre.
..
’
Fig. 1.
Les réflexions ou échos commencent de
jour
à seproduire
àpartir
de 2mégacycles.
De 2mégacycles
à 3mégacycles
la réflexionparaît
seproduire
sur unecouche située à environ 100 km de hauteur. Vers 3
mégacycles
une discontinuité seproduit
etjusqu’à
4mégacycles
la réflexion a lieu entre 200 et 300 km de hauteur. Puis vers 4mégacycles
nouvelle disconti-nuité et la réflexion semble seproduire
dans une nou-vellerégion
moins bien définie etcomprise
entre 400 et 500 km. A 7mégacycles
les échosdisparaissent.
Nous insistons bien sur ce
point.
Les résultats sont variables avec le lieu desexpériences
et l’heure de lajournée.
La courbe que nous avons donnéereprésente
pourtant
en gros cequi
se passe dans le milieu de lajournée
et sous nos latitudes.Les trois
régions
del’ionosphère
mise en évidence sur cette courbe ont étédésignées
parAppleton,
sousles noms de couche
E,
coucheFI,
coucheF2.
Pal’
couche,
il conviend)-ait dedésigner,
comme nous le verrons dans la suite, unerégion
del’af1nosphè1’e
où la densité d’ionisationbrusquement.
La couche E semble bien
correspondre
à cettecon-ception.
Sa hauteur est à peuprès indépendante
de la290
fréquence
aveclaquelle
on la détermine. La hauteur trouvée est la mêmelorsqu’elle
est déduite de mesuresfaites à
grande
distance ou à faible distance. Tout cecicorrespond
bien à cequi
sepasserait
pour la réflexionsur la zone de
séparation
de deux milieux d’indice différent. Les autres couches semblent moins bien déli-mitées. Parfois dans lamatinée,
on observe des réflexions sur une couche intermédiaire entre E etFI.
On dénomme
E2
cette couche intermédiaire.Comme nous l’avons
dit,
lephénomène présente
des variationsjournalières. Au
fur et à mesurequ’on
approche
du coucher dusoleil,
on constate que la fré-quence limite de la couche Ediminue,
etaprès
le cou-cher dusoleil,
on observe sur cette couche des réflexions pour deslongueurs
d’ondequi
n’étaient pas réfléchiesde
jour.
Onpourrait
dire que la couche Eéprouve
unesorte de
glissement
vers lesgrandes
longueurs
d’onde. La hauteur de la coucheF2
1 s’élève au fur et à mesureque le
jour
s’avance et au coucher du soleil elle vient se confondre avec la coucheF,
qui,
elle s’abaisse.Mais,
aujourd’hui,
c’est un autre facteur que la hauteurapparente
des couchesqui
sert à caractériser l’état del’ionosphère.
Ceci nous amène à exposer la théorie par
laquelle
les
physiciens
anglo-saxons
à la suite d’Eccles et deLarmor ont
expliqué
lesphénomènes
observés. D’autres théories ont été mises avant. Sansprendre
partie
dansla
discussion,
nous croyons nécessaired’exposer
lesidées
théoriques
desprincipaux
expérimentateurs.
Lesexpériences
ayant
étéguidées
et leurs résultats traduits conformément à cettethéorie,
il est absolument néces-saired’y
avoir recours pour exposer leurs travaux. La théorieimaginée
par Eccles est la suivante :Dans un milieu ionisé contenant N
porteurs
électrisés par centimètre cube à une altitude suffisante pour que lapression
soit assez faible pour que le nombre des chocs entreporteurs
et molécules soitnégligeable
devant lafréquence
desoscillations,
l’indice de réfrac-tion pour des ondes defréquence
f
est(e charge
duporteur
dans lesystème
électrostatique,
m samasse)
(’ ).
Pour une certaine valeur de la
fréquence
f,
l’indice devientimaginaire,
cequi
n’aplus
aucunesignification
physique.
On admet que la réflexion a lieu pour toutes lesfréquences
pourlesquelles
cette conditiond’imagi-narité est
remplie.
D’autrepart
la netteté de ces réflexionsoblige
à admettrequ’il
y a dans la hauteatmosphère
desrégions
pourlesquelles
on passebrus-quement
d’une valeur réelle à une valeurimaginaire,
c’est-à-dire des
régions
danslesquelles
legradient
de la densitéélectronique
est élevé. C’est à cesrégions
qu’on
a donné le nom de couches.Nous disons que les
porteurs
électrisés sont des il) L’absorption se calcule en faisant intervenir les chocsnégligés ci-des,us. Pour la démonstration, voir Mesny : Les Ondes électriques courtes. »
électrons. A
pt’iori,
rien nepermet
d’affirmerqu’il
enest ainsi. C’est l’influence du
champ
magnétique
ter-restre sur lapropagation
des ondesqui
permet
cette affirmation. Eneffet, Larmor,
puis
Appleton
ontcom-plété
la théorie d’Eccles en tenantcompte
de l’actiondu
champ magnétique
terrestre sur lesporteurs
élec-triques en
mouvement. Nous résumerons sommairementles résultats de cette étude
(’).
L’indice de réfraction devient :H~ etHrles composantes
duchamp
magnétique
terrestreparallèle
etperpendiculaire
à la direction de propaga-tion de l’ondeexprimées
dans lesystème
électroma-gnétique.
1 .
"
Fiâ. 2.
On voit
qu’il
existe deux valeurs de lafréquence
rendant nulle la valeur del’indice,
l’une : 1+ a
= 0ou
qui
conduit à la même valeur de lafréquence critique
que la théorie d’Eccles danslaquelle
on ne tient pascompte
duchamp
terrestre;
l’autre :La théorie montre
également
que dans ces conditions une ondeplane
se transforme en deux ondespolarisées
circulairement en sensinverse;
chacune de ces ondes(1) Pour le détail des calculs, voir : C. ‘r. AppLETON.
of IVireless Sectiort of the Institution of Electrical Enginers,
correspond
à l’une des valeurs d’indicecritique
calculée ci-dessus.Celle pour
laquelle
la valeur de l’indicecritique
est la même que celle déduite de la formule d’Ecclesest
appelée
le rayonordinaire,
l’autre le rayonextra-ordinaire. Par suite de
l’absorption,
on n’observe pastoujours
le rayon extraordinaire.Cependant
dansl’ex-périence d’après
laquelle
nous avons tracé lafigure 2,
on avait pu le mettre en évidence et les couchescorres-pondant
à sa réflexionfigurent
enpointillé.
Il est facire de
prédéterminer
le sens de lapolarisa-tion du rayon ordinaire suivant que les
porteurs
élec-trisés sont des ions ou desélectrons,
sens de rotationqui
doit être inverse dansl’hémisphère
nord etl’hé-misphère
austral.Appleton
enAngleterre
et Green en Australie ont bien vérifié que le sens depolarisation
du rayon ordinairecorrespondait
au cas d’électrons.Néanmoins tout récemment
Kirby et
Judson(1)
ont émisl’hypothèse
que pour la couche E lesporteurs
électriques agissant
sur lapropagation
des ondes étaient des ions lourds et non des massesélectroniques.
Ils basent cettehypothèse
sur ce faitqu’ils
n’auraientjamais
observé de doublement de la couche E et aussi sur des considérations sur la recombinaison despor-teurs électrisés
qui
auraient besoin d’être discutées. Dans tout cequi suivra,
nous admettrons l’existenceunique
d’électrons.Pendant quelque temp~
lesphysiciens anglais
avaientsubstitué à la formule d’Eccles donnée
plus
haut la formule suivante due à Hartres : -.obtenue en introduisant une
polarisation
comme lefait
Lorenz dans la théorie des
diélectriques.
Devant lescritiques
deDarwin,
ils sont revenus à la formuleoriginelle
d’Eccles.D’après
cetteiormule,
on voit quelorsque
le nombre d’électrons par centimètre cube est tel que :l’indice
de réfraction devient nul.La valeur
fl
déduite de cette relation est laplus
grande
desfréquences
pourlaquelle
ilpeut
y avoirréflexion sur une couche de densité 1i". C’es t ce
qu’on
appelle
la fréquence
critique.
Lesexpériences
acluellessur
l’ionosphère
sont conduites defaçon
à déterminerla
fréquence
limite dechaque
couche et à en déduirepar la formule 2 ce
qu’on
est convenud’appeler
la den-sitéélectronique
de la couche.Il est certainement
plus
sage, pour étudier lespro-priétés
del’ionosphère,
de raisonner sur cette densitéélectronique
que sur les hauteursapparentes
descou-ches,
dont la mesure est assez aléaloire Eneffet,
lorsque
(1) Journal of Reseai-ch of the Natzonal Bureau of
14, no 4, 1935, p. 46~.
des ondes traversent des milieux
ionisés,
leur vitesse .est différente de la vitesse de la lumière. C’est cequ’on
appelle
la vitesse de groupe reliée à l’indice par la relationfi - C1fl.
On voit que
lorsque
l’indiceapproche
dezéro,
la vitesse de groupe devient t très faible. Une ondequi
traverse la couche E voit sa vitesse retardée par cettecouche,
cette vitesse variant d’ailleurs aveclafréquence
de l’onde. Les valeurs que l’on déduit pour la hauteur des couches F en admettantqu’elles
cheminent avec la vitesse de la lumière sont donc erronées et les varia-tions de la vitesse de groupe avec lafréquence
peuvent
expliquer
l’allureirrégulière
de la hauteurapparente
de F. C’est donc la densitéélectronique
ou du moinsce
qu’en
vertu des théoriesexposées ci-dessus,
onappelle
la densitéionique,
qui
caractérise l’état del’ionosphère.
Fig. 3.
’
Cette densité
ionique
présente
des variations diurnes Il est bien entendu que, pour déterminer ces variationsdiurnes,
il est nécessaire deprendre
des moyenne pour éliminer desvariations accidentelles
surlesquelles
nous reviendrons.Examinons d’abord le cas de la couche E. La densité
292
courant de la nuit passe par uu minimum
plus
ou moinsaplati
suivant la saison. Les courbes(fig.
3)
extraites d’un travaild’Appleton
montrent ces variations. Dans ces courbes les abscissesindiquent
les heures et les ordonnées lesfréquences
enmécacycles, fréquences
qui
sontproportionnelles
à la racine carrée de la den-situéélectronique.
Tout
récemment,
Kirby
et Judson ontpublié
des ~courbes montrant quependant
lejour
à un moment ,donné de lajournée
lafréquence critique
étaitpropor-1
tionnelle à
(cos
~~)4
étantl’angle
que font les rayons solaires avec le zénith. La densitéélectronique
serait doncpendant
lesparties
éclaircies dujour
proportion-1
~nelle à
(cos
~)2.
Les résultats ci-dessus nous montrent immédiatement que la densité
électronique
dans la couche E a des variations saisonnières. La densité maximumqui
a lieu à midi estplus grande
en étéqu’en
hiver et le minimum de nuit estplus
aplati
en hiverqu’en
été. Nousrapprocherons,
tout desuite,
ce dernierpoint
du laitqu’en
été lapériode
de nuit aux hautes altitudes est excessivement courte.Des travaux récents
d’Appleton
et de Naismith mon-trent que dans le sud del’Angleterre
la densitéélec-tronique
de midiprésente
un maximum vers le solstice d’été et un minimum au solstice d’hiver. Lerapport
de ce maximum à ce minimum est de1 ,x ,
valeurnumé-rique
dontAppleton
etChapmann
ont tiré des conclu-sions comme on le verra dans la suite. Nousindique-ronds,
également,
le résultat suivant dû àAppleton
et et valable pour le sud del’Angleterre.
A
l’équinoxe
deprintemps,
la densitéélectronique
dans la couche E est de1,2
X 10e électrons par centi-mètre cube. Mitra(1) opérant
auxIndes,
dans une latitudeplus
basse,
trouve dans les mêmes conditions Les variations diurnes et saisonnières de la coucheF2
sontbeaucoup
moinsmarquées.
D’après Appleton,
la coucheF2
présenterait
un maximum d’ionisation vers 10 h dutemps local,
un autre vers 18 à 19 h. La variation saisonnière serait peu nette. La densitéélectronique présenterait
deuxmaxima peu
marqués,
l’un en mars, l’autre en octobre-novembre. L’ionisation estfaible,
en été Le minimum nocturne de l’ionisation deF2
coïnciderait
en été avec le lever du soleil. Il leprécéderait
d’environ une heure in hiver.Appleton indique
au moment del’équinoxe
deprin-temps
les densités maxima suivantes(toujours
pour lesud de
l’Angleterre) :
2,6 X 10+5
électrons par centi-mètre cube pour la coucheFl,
4,2x
10+5 pour la coucheF 2.
Mitra,
auxIndes,
a trouvéjusqu’à
105 électrons pourF2.
Kirby,
Berkner et Stuart trouventbien,
commeAppleton,
que l’ionisation de la coucheF2
est
plus
faible en étéqu’en
hiver,
mais ne notent que le maximum du soir. Nous verronsplus
tard commentNature, 2t mars 1930.
Appleton explique
la manière dont secomporte
lacouche
F2.
Pour terminer nous noterons que, si les mesures de
densité
ionique,
faites sousl’équateur,
ont conduit à des valeursbeaucoup
plus
élevées que celles trouvées parAppleton
dans lesrégions
du sud del’Angleterre,
les mesures faites dans lesrégions polaires
donnent des résultatsbeaucoup plus
faibles.On
peut
se demanderquel
estl’agent
ionisant de lahaute
atmosphère.
Tous lesphénomènes indiqués plus
haut,
enparticulier
leparallélisme
entre la variationde la distance zénithale du soleil et la densité
électro-nique,
semblent bienindiquer qu’il
s’agit
d’un rayon-nement émané du soleil et sepropageant
avec la vitesse de la lumière. On est tout de suite amené à penserqu’il
s’agit
de la Tadiation ultraviolette.Pourtant
Chapmann
avait émis tout d’abord uneopinion
contradictoire. Se basant sur le fait que, dans l’étude des variationsmagnétiques,
lacomposante
lunaire est fortement influencée par lesperturbations
magnétiques,
il avaitsupposé
que la couche Epouvait
être ionisée par desparticules
neutres émanées du soleil. Il lessupposait
neutres pourqu’elles
ne fussent pas déviées par lechamp
magnétique
terrestre.D’après
les calculs deMilne,
Chapmann
leur attribuait une vitesse de 16U0 km par seconde. Dans ces conditions en tenantcompte
du mouvement de la terre et de celui de lalune,
il arrivait à cette conclusion que touteéclipse
solaire devait êtreaccompagnée
d’uneéclipse
corpusculaire
seproduisant
un peu avantl’éclipse
optique
et dont laligne
de centralité étaitdéportée
parfois
deplusieurs
centaines de kilomètres à l’est. On ne devait donc observer aucune variation dans la densitéionique
del’ionosphère
sur laligne
de cen-tralité del’éclipse
optique. L’éclipse
du 31 août 1932 dont laligne
de centralitéoptique
traversait leCanada,
le
New-Hampshire
et unepartie
du Massachuset seprêtait
admirablement à desexpériences
de ce genre.Des
sondages
verticaux del’ionosphère
furent faitesprès
de Boston par Heinrick etPickard,
d’unepart,
Mimma et
Wang
d’autrepart,
etprès
deSydney
dans l’île duCap
Breton parKirby,
Berkner Gillian et Nor-ton --par Henderson dans l’Ontario. Des
expériences
furentreprises
par desphysiciens japonais
aux îlesCarolines, pendant
l’éclipse
de février 1934.Les résultats sont très nets. Ainsi pour
l’éclipse
du 31 août 1932 dont lapartie corpusculaire
aurait dû seproduire
deux heuresauparavant
et àplusieurs
ce-n-taines de kilomètres dans
l’Atlantique,
on a constaté sur laligne
de centralitéoptique
les résultats suivants : Henderson trouve au moment del’éclipse
une dirninu-tion de 50 pour 100 de l’ionisadirninu-tion de la couche E.Kirby
et ses collaborateurs une diminution de.30 pour 100 dans l’ionisation de la couche E. Schaffer et Goodall trouvent
également
une diminution de l’ioni-sation de la couche Equi
atteint son minimum 9 minaprès
la totalité del’éclipse.
La hauteur de réflexions
qui
était de 180km,
s’est élevée à 3U0 et 400 kmpendant l’éclipse.
Le doute ne semble doncplus possible.
Il a été
pourtant
constatr m fait assez curieuxqui
semble
indiquer
l’existence cl’uneéclipse
corpuscu-laire,
maispourtant,
non pas comme lecroyait
Chap-mann sur des
corpuscules
neutres,
mais sur des élec-trons. Alexanderson avait cherché à étudier l’influence del’éclipse
d’août 1932 en utilisant ledispositif
sui-vant : unposte
émetteur cle télévision était établi àShenectady,
leposte
récepteur
(34,6
m delongueur
d’onde)
était à NorlliConway,
sur laligne
deceiitra-lité. L’émission de télévision aurait dû donner à la
réception
une série de bandesparallèles.
Pratique-ment, dans lesexpériences
faites lesjours
précédant
l’éclipse,
on n’obtint que de très mauvaisesrécep-tions,
au lieu debandes,
on n’obtintqu’une
série de taches noires et blanches. Lejour
del’éclipse,
deux heures avant le commencement del’éclipse optique,
il y eut unbrusque
évanouissement de laréception
qui,
cas fortuit sansdoute,
nereprit
que lors del’éclipse optique.
La mauvaise
qualité
de laréception
observée lesjours
précédant
l’éclipse,
estinterprétée
par Alexan-derson commeindiquant
des variationsbrusques
dutrajet
desondes,
de l’ordre de 600 km.Cela conduit évidemmentà admettre que le
trajet
de ces ondes était de l’ordre deplusieurs
milliers de kilo-mètres et Alexanderson pense que les ondes reçues à NorthConway provenaient
d’une diffusion sur des nuagesélectroniques
situés au nord del’Atlantique
auvoisinage
de larégion
des aurorespolaires.
Onpeut
concevoir que dans cesrégions,
il a pu seproduire
uneéclipse corpusculaire plus
ou moinspartielle
des por-teurs électrisés venant du soleil. Mais en tout cas,ce résultat fort intéressant
n’apporte
aucune confirma-tion aux idées deChapmann
de lapossibilité
de l’ioni-sation de la hauteatmosphère
par descorpuscules
neutres.Disons toutefois que Maeda
qui
a observél’éclipse
de soleil du 14 février 1934 àLoop-Island,
à l’est des îlesCarolines,
tout en reconnaissant l’action très nettedes rayons ultraviolets sur les couches E et
F,
pense que certainesparticularités
observées lejour
del’éclipse pourraient
êtreexpliquées
par uneéclipse
corpusculaire.
L’ionisation de la haute
atmosphère
est bien due à des rayons ultraviolets.Appleton,
dans cesconditions,
admet que lesquatre
couchesqu’on peut
observer sont dues à l’action de la lumière ultraviolette sur l’azote moléculaire et atomique,
l’oxygène
moléculaire etatomique
pour lesquels
ilindique
les constantes suivantes :Atome
d’oxygène,
potent.d’ionis. 13,6V corresp.à910Â
Mol.
d’oxygène,
_ _ 16 -7701 Molécule
d’azote,
- -16,9
-730 À Des résultats
ci-dessus,
Appleton
etChapmann
ont tiréquelques
considérationsthéoriques :
Soit à un instant
donné q
lerégime
deproduction
d’électrons sous l’action del’agent
ionisant. Cette pro-duction estéquilibrée
par la décroissance del’ionisa-tion,
Si celle-ci estproduite
par;la
recombinaison des électrons et desions,
on a, enappelant
1T la densitéionique :
Mais il se
pourrait
que les électrons cessassentd’agir
sur la
propagation
des ondesradioélectriques
ens’at-tachant à des atomes neutres. Dans ce cas, on aurait :
A .d. t d .
d’.. t. dN t
A midi,
au moment du maximum d’ionisationdl es
nul ; on a donc :
dans le
premier
cas et dans le second cas, on a :Envisageons
tout de suite lepremier
cas. Nous affec-terons des lettres h et e les valeurs relalives ausola-tice d’hiver et au solstice d’été. On doit avoir pour les densités
ioniques
àmidi,
en hiver et en été :Mais,
d’après Chapmann,
le tauxd’ionisation q à
midi est
proportionnel
aucosinus,
l’angle
zénithal ~
du soleil est inversementproportionnel
à latempéra-ture absolue du milieu. On a donc :
et en admettant avec Milne que a est inversement pro-1
portionnel
à12, ’t
température
desélectrons,
on a fina-lement :/20132013201320132013201320132013
Dans le sud de
l’Angleterre
pour le solstice d’hiverd’été,
on a :Or,
les mesures de densitéélectronique,
àmidi,
dans1 la couche E en
Angleterre
et àiRTashington,
au294
ce
qui
sembleindiquer : 1° due
ledisparition
de l’ioni-saiion est bien due à la recombinaison des ions et des1
électrons ;
2’ que leproduit
1 12
estindépendant
de la maison.Remarquons
queKirby et
Judson ont lrouvé que1
la densité
ionique
étaitproportionnelleâ
cos,1’ .
Puisqu’à
un instantdonné,
on a :et que q est
proportionnel
à cos! , ils
en concluent que d IV-
doit être très faible. Y.représenterait
donc unedt
combinaison
rapide,
donc unegrande
valeur de s-ten vertu des formules données
plus haut,
donnant lerapport 2013
en fonction de lafréquence
critique,
une1/1
graiide
valeur de 11I.On n’aurait donc pas dans la couche
E,
d’après
Kirby
etJudson,
desélectrons,
mais des ions lourds. Nous exposons cette idée sans la discuter. Notons que la décroissance de la densitéionique,
au coucher dusoleil,
diversexpériiiientateurs
ont déduit la valeurde a pour
lequel
on a trouvé des valeurscomprises
entre1,,ï
X 1U-1o et 4,5 X 1U-~o.Pour
expliquer
lesphénomènes
qui
sepassent
dans la couche E etqui
sont très nettement différents de ceux de la coucheE,
Appleton
fait intervenir latempé-rature
produite
par l’action du soleil dans larégion
où se forme la couche F. l,a dilatation del’atmosphère
produirait
une raréfaction entraînant une (Iiinintitionde l’ionisation.
Nous n’avons par
envisagé
cequi
se passeau-des-sous de la couche Il ~- a
la, évidemment,
uneré-gion
ionisée. Mats élant donné lapression
plus élevée,
les chocs y sontplus
nombreux. 0r, toutes les théoriesexposées
ici sous une forme un peusimplifiée
suppo-sent que la
fréquence
(les chocs est inférieure à la fré-quence des S’il n’en estplus
ainsi,
il y aabsorp-tion. C’est pour cela que de
jour
on n’a pas de ré-flexion sur la couche E pour 1’ -.fréquences
inférieuresà 2
mégacycics.
Au co tira ire,lorsque
la nuitarrive,
l’ionisatioll diminuant
partout,
l’absorption
dans larégion
inférieure à E diminue et desfrecluence· plus
faibles
que 2 m,gagyrles peuventparvenirà
la couche E ets’y
réfléchir C’est aussi pour cette raison que lespostes
de radiodiffusion ont uneplus grande portée
denuit que de
jutzr.
Dejour
on n’entend que ronde directe (onde duesol),
de nuit ces ondes arrivent à la coucheE,
réfléchissent et arrivent àgrande
dis-tance.Un
phénomème
très curieux apermis
de déterminerexpérimentalement
le nombre des chocspendant
lanuit dans la couche E. C’est ce
qu’on appelle
l’effetLuxembourg. Lorsque
legrand
cerclejoignant
unrécepteur
à un émetteur de radiodiffusion depetite
lon-goeur d’oncle
(200
àm)
passe àproximité
dude
Luxembourg,
on constate quemalgré
la différencedes
longueurs
d’onde,
on entendLuxembourg
sur ronflecourte,
surtoutpendant
lessilences, quand
leposte
à onde courte émet seulement son ondeporteuse.
Cette ondeporteuse
est modulée parLuxembourg.
On attribue cette modulation à une sorte de modulation del’ionosphère
par leposte
puissant
deLuxembourg.
Quand
des ondesradioélectriques
traversentl’iono-sphère,
les électronsprennent
sous l’action duchamp
électrique
une certaine vitessequi
vient se combineavec teur vitesse
d’agitation.
Enquelque
sorte,
les ondes modifient latempérature
des électrons. En vertu de la relation u ~ 1 libre parcours, vfré-quence des
chocs,
cettefréquence augmente,
parsuite,
l’absorption
d’énergie.
Au
voisinage
d’ungrand poste
commeLuxembourg,
le coefficientd’absorption
warie donc avec l’intensitédu
champ
émis,
parconséquent,
avec la modulationdu
poste. L’absorption
d’une onde continue traversantcette zone variera donc suivant la modulation du
poste
perturbateur
et à laréception
reproduira
lamodula-tion de ce
poste.
Bailey
etMartyn
ont démontré que laprofondeur
de cette moaulatiou élant inversementproportionnelle
àV J?2
-~--
fréquence
de modulation duposte
per-turbateur.
Des résultats obtenus par l’influence de
Luxeulbourg
sur les émissions du
poste
suisse de Beromünster écoutéen
Hollande,
ils ont pu déduire que dans la couche Ede nuit la
fréquence
des chocs était de l’ordre de 2 > 10-1 par sec.Tout récemment,
Walker a trouvé par des considéra-tions sur les coefficients de réflexion1,9
X 103 pour le nombre de chocs par seconde dans la couche F.En admettant que pour des courants de
fréquence
très
faible,
la conductibilitéspécifique
de la hauteatlnosphère
peut
être calculéepar la
relation .1 ë’ 2 1
nr l v
nombre d’électrons par centimètre
cube,
echarge
deFétectron,
lit sa niasse, i nombre de chocs par unité detemps,
on es[ conduit pour la couche £’ à uneconlucti-bilité de de 10-ii e unités
électromagnétiques
C. G.
S.,
de 11 - ipour
la courhe F’.Nous
rappellerons
qtieScliuster(l),
pourexpliquer les
phénomènes
magnétiques
terre·tres, avait été amené a attribuer à la hanteatmosphère
une conductibilité de u. e. m. c. g. s. Nous nous bornons àsignaler
sans commentaires cette coïncidence.Les
relations
entre leMagnétisme
terrestre etl’Ionosphère.
On a constaté
depuis
longtemps
qu’une
relation devait exister entre lesphénomènes
manifestés par lemagnétisme
terrestre et la constitution del’ionosphère.
Lesexploitants
ont constaté, parexemple,
que lescommtiiiications
transocéaniques (France-EtatsUnis)
étaient moins bonnest lejour
où,
l’Institut dePhysique
du Globe caractérisait lejour,
commeagité
aupoint
de vuemagnétique.
Il est
évident,
que c’est dans lesrégions polaires
oùles variations des
phénomènes
magnétiques
sont leplus
évidentes que la relation entre cesphénomènes
et la constitution del’ionosphère
devaitapparaître
leplus
clairement. L’annéepolaire
1931-U~3z a en effet appor-té des résultats fort inappor-téressants. Les résultats ontsur-tout été fournis par la mission
française
duScoresby-Sund,
les missionsanglaises
et allemandes àTromsoë,
la mission russe à Iakoutsk et la mission
polonaise
à l’ile aux Ours.Les deux couches trouvées sous les basses latitudes
ont été retrouvées dans les
régions
polaires,
mais avecdes densités
électroniques heauconp plus
faibles(de
70 pour100).
Commeconséquence,
leslongueurs
d’onde
employées
pour lesondage
veriical devaient êtrebeauéoup
plus
laibles et il a été nécessaire de descendrejusqu’à
deslongueurs
d’onde de150m,
pour observer des échos.Cette diminution de l’ionisati jn dans les
régions
polaires
n’a ienqui
doivesurpretidre,
étant donné cequi
a été ditplus
haut sur le rôle de la radiationultra-violette sur l’ionisatioii.
La variation diurne de la couche E n’est pas la même dans les
régions polaires
que sous les latitudestempé-rées.
C’est au
voisinage
du coucher du soleil qre celle ionisation est maximum O11peut expliquer
cetteparti-cularité de la
façon
suivante : dans lesrégions polaires,
au
voisinage
~le la zone d’activité auroralemaximum,
oùse trouvaient les diverses
missions,
l’ionisation n’est tplus
dueuniquement
à l’action de la lumière solaire.Les électrons émanés du
soleil jouent
un rôle(électrons
primaires
ou électrons secondaires suivant les idées deDauvillier).
Or,
ces électrons arrivent sir la terre parla
région
d’obscurité. Comme l’a fait rcmarquer un desphysiciens
de la missionanglaise,
c est surtoutpendant
tla
période
de nuit que lesperturbions
magnétiques
étaient le
plus fréquentes.
Toutes les missions ont été d’accord sur le
point
sui-vant : -. les
perturbation> magnétiques
ont,
poureffet,
de
suppl’imrr
les échos sur toutes lesfréquences
utili-sées. Les échos ne
réapparaissent qu’un
certaintemps
après
ladisparition
de laperturbation ;
suivantl’expres-sion
imagée
deBrun-Bruewitch,
chef de la mission russe, on diraitqu’ull
écran s’intercale entre le sol et les couches réfléchissantes del’ionosphère.
Les missions
françaises
etallemandes,
qui
effec-tuaient des mesures dechainp
depostes éloignés,
ontégalement
constaté que la valeur de cechamp
tombait à des valeurs irès faihles et mème devenait nulle aumoment d’un orage
magnétique.
A cesujet le
Lieue-nant de Vaisseau
Haber,
chef de la missionfrançaise,
apu constater
qu’un
violent oragemagnétique,
rendant timpossible
touteréception
auScoresby-Sund,
semani-festait par un
léger
fléchissement desréceptions à
Rabat,
duposte
de Pontoise. La mission allemandeclui
procédait
à des relevésgoniométriques
a constaté que ces relevés étaient bien meilleures lesjours
degrande
agitation
magnétique.
Ceciimplique
ladisparition
des ondes réfléchies dans la hauteatmosphère qui
interfé-rant avec l’ollfledirecte,
troublent les relevés.Fig. 4.
Les aurores
polaires
jouentle
même rôleque les
per-turbationsmagnétiques.
Nousreproduisons d’après
la mission allemande des courbes(fig.
4)
donnant,
d’unepart
l’activité aurorale le 20 mars 1933 et l’intensité duchamp
duposte
deLeipzig
mesurée à Tromsoë.Signalons
enfin queLugcon
à l’île aux Ours acons-taté que les
parasites
qui
seproduisant
sur les côtes américaines cessaient d’être perçus,lorsqu’une
aurorese produisait
à l’ouest duposte
deréception.
Voici comment on
peut,
avec Appteton, expliquer
ces résultats : lesperturbations
magnétiques
et lesphéno-mènes auroraox sont
provoclués
(Birkeland,
Deslan-drea,Stnrrner)
par t’arrivée dansl’atmosphère
d’élec-trous émanés du soleil(indirectement
suivant les idées deDauvittier)
Ces électronspénètrent
dansl’atmos-pllère
bien au-dessous de la coucheE,
dans cetterégion
à
laquelle
nous avons fait allusion à propos des ondesde radiodiffusion et
qu’on
appelle quelquefois
la cou-che D. Dans cetterégion,
les chocs sontnombreux,
lapression
étant asspz élevée. Il en résulte unamortisse-ment des ondes
qui
nepeuv~~nt parvenir
jusqu’à
la cou-che E pours’y
réfléchir’. L’idée de Brun-llruewitch setrouve alors
justifiée.
Etant donné ce
qui
a étédit,
onpeut
s’attendre àtrouver une relalion entre la
propagation
des ondes et lapériodes
de 27jours
des taches solaires. C’est cequ’ont
mis enévirlence,
les missionsfrançaises
etalle-mandes. Elles ont d’abord constaté que l’intensité et la
fréquence
desperturbations magnétiques,
d’unepart,
l’activité aurorale,cl’autrepart,
présentaient
nettement du moinspendant
lapériode
de unepério-dicité de 27
jours.
La constitution de
l’ionosphère,
caractérisée pourles
Français,
par l’intensité duchamp
despostes
296
réfléchissant
apparent
de la couche Eprésentait
la mêmepériodicité, toujours
pendant
la nuitpolaire,
mais décalée d’unedemi-période,
lespostes
éloignés
étant mieux reçus dans lespériodes
de calmemagnéti-que et de faible activité aurorale.
Tous ces
phénomènes
devenaient moins netspendant
lejour polaire.
Dauvillier a eu l’idée de tracer la courbe de l’activité solaire caractérisée par les nombres de Wolff. Il a cons-taté que cette courbe
qui,
bienentendu,
présente
lapériodicité
de 2 7jours,
était enphase
avec la courbede bonne
réception radiotélégraphique
et enopposition
de
phase
avec les courbes d’activitémagnétique
etd’activité aurorale.
Rappelons qu’il
adéjà
étésignalé (Mathias,
Traitéd’Electricité
atmosphérique
ettellurique,
p.346)
qu’au
Groenland,
le maximum des aurorespolaires
sepro-duisaient au moment du minimum des taches
solaires,
alors qued’après
Fritz,
dans d’autresrégions
les maxi-ma et les minimacorrespondaient
pour les deuxphéno-mènes.
Les recherches sur
l’ionosphère
entreprises pendant
l’annéepolaire
ont été continuées àTromsoë,
par leprofesseur Harang,
directeur duNordlyobservatoriet.
D’une communicationqu’il
a bien voulu nousfaire,
il résulte que lors despériodes d’agitation magnétique, on
constate une diminution de la densité
électronique
de la coucheF2.
Appleton,
pourexpliquer
cettediminu-tion,
admet que les causesqui
provoquent
l’agitation
magnétique,
provoquent
également
une élévation detempérature
de la hauteatmosphère.
Relation entre
l’ionisation
de lacouche
E et lesphénomènes
orageux.
C. T. R. Wilson avait émis
l’opinion
que les causesqui
provoquent
lesphénomèmes
orageuxagissaient
également
sur la couche E.Bailey
etMartyn (’)
ont cherché àexpliquer théoriquement
le mécanismequi
pouvaitrelier
lesdeux phénomènes.
Appleton
(2) signale
que des relations ont été trouvées entre le nombre des orages et les taches solaires.
En ce
qui
concerne les ondesradioélectriques
Wat-son Watt a,indiqué qu’au
cours d’un orage, il avait pu constaté que ladensité
de la couche E s’était élevée à 8 X 105 électrons par centimètrecube;
celle de la couche F étant tombée à 4 X 165. D’unefaçon
géné-rale,
d’après
WatsonWatt,
les orages d’étélorsqu’ils
se
rapprochent
à unecinquantaine
de kilomètres dupoint
où onprocède
à dessondages
verticauxprovo-quent
uneaugmentation
notable de l’ionisation de lacouche E.
Ces affirmations de Watson Watt sont contredites par
Kirby
et Judson(3)
qui prétendent
que lesanoma-lies constatées
parfois
dans la coucheE,
secaractéri-sant par des réflexions sur des
fréquences
élevées,
sont dues à une toute autre causequ’une
’augmentation
de l’ionisation. Ils en auraient constaté àWashington,
alorsqu’aucun
orage n’avait sévipendant
les 24 hprécédentes
à moins de 300 km duposte. Mitra,
aucontraire,
observant sous la latitude desIndes,
pré-tend que les orages sont
susceptibles
de modifier l’état de la couche E.Conclusion. - Tels
sont,
aujourd’hui,
lesprinci-paux résultats
qu’on peut
considérer commeacquis,
relativement à la constitution de
l’ionosphère. Isolés,
ces résultats ne
présenteraient
pasbeaucoup
d’intérêt,
maisrapprochés
d’autresphénomènes géophysiques,
ils semblentpouvoir
donner desrenseignements
surle mécanisme
qui régit
cesphénomènes.
(,) Phil.
Mag., 1934, 18, p. 369.(2) Proc. Roy. Soc., 1933, 141, p. ’T01.