ETUDE MULTI-INSTRUMENTALE DE LA DYNAMIQUE DES STRUCTURES AURORALES COTE JOUR ET COTE NUIT : COUPLAGE AVEC LA MAGNETOSPHERE ET LE MILIEU INTERPLANETAIRE Aurélie MARCHAUDON

Plan de l’exposé 1. Rappel sur le système magnétosphère-ionosphère 2. Réponses aux stimuli du vent solaire côté jour Réponse à une rotation du champ magnétique interplanétaire Electrodynamique d’un FTE Réponse à des impulsions de la pression du vent solaire 1. Rappel sur le système magnétosphère-ionosphère 2. Réponses aux stimuli du vent solaire côté jour 3. Electrodynamique d’un arc auroral côté nuit 4. Conclusion et perspectives 1. Rappel sur le système magnétosphère-ionosphère Présentation de la magnétosphère Convection dans la magnétosphère Electrodynamique de la magnétosphère Présentation multi-instrumentale pour la méso- échelle 1. Rappel sur le système magnétosphère-ionosphère 2. Réponses aux stimuli du vent solaire côté jour 3. Electrodynamique d’un arc auroral côté nuit Modélisation et évolution temporelle de l’arc Dans un premier temps, présentation des caractéristiques générales de la magnétosphère les principales régions de plasma les processus responsables de la dynamique dans la magnétosphère les principaux courants magnétosphériques et leur fermeture dans l’ionosphère Puis dans une première partie résultat, étude des réponses de la magnétosphère côté jour à divers stimuli du vent solaire étude des réponses de la convection du système magnétosphère-ionosphère à une rotation du champ B interplanétaire étude de la fermeture ionosphérique du circuit électrique associé à une injection de plasma provenant du vent solaire (FTE) enfin, étude des réponses de la magnétosphère à plusieurs compressions provenant du vent solaire Puis dans une seconde partie résultat, étude de l’électrodynamique d’un arc auroral côté nuit avec modélisations de la fermeture ionosphérique des courants parallèles et étude de l’évolution temporelle de l’arc pendant 20 min Enfin, présentation des conclusions générales et des perspectives de travail futur

La magnétosphère terrestre et ses régions clés LLBL Reconnexion : B IMF sud Couche frontière du côté jour de la magnétosphère Transfert de plasma du vent solaire vers la magnétosphère par reconnexion sur la face avant de la magnétosphère X MANTEAU Reconnexion : B IMF nord Couche frontière, côté nuit, située hors du plan équatorial - Transfert de plasma du vent solaire vers la magnétosphère par reconnexion dans la région des lobes Manteau X FEUILLET DE PLASMA - Couche limite séparant les lobes nord et sud Réservoir où du plasma s’accumule Interruption du courant de queue vers l’ionosphère et éjection du plasma vers la Terre et le milieu interplanétaire Feuillet de plasma de la queue X Cornet polaire CORNETS POLAIRES Régions de lignes de champ ouvertes sur le milieu interplanétaire - Entrée directe de plasma du vent solaire dans la magnétosphère Le vent solaire, composé essentiellement de protons et d’électrons et accéléré au niveau de la couronne solaire, s’étend dans le milieu interplanétaire et entraîne avec lui le champ magnétique du Soleil, appelé champ magnétique interplanétaire (IMF). Il est alors supersonique et superalfvénique. En avant de l’obstacle terrestre, une onde de choc est créée et le vent solaire subit un ralentissement et une thermalisation et son écoulement devient plus turbulent. C’est la magnétogaine. Dans cette région, il comprime les lignes de champ magnétique terrestre côté jour et son écoulement les étire en une longue queue côté nuit, confinant le champ terrestre dans une cavité que l’on appelle la magnétosphère. La frontière de la magnétosphère est appelée la magnétopause. La magnétosphère est isolée du vent solaire, cependant plusieurs régions clés permettent au plasma du vent solaire d’entrer dans la magnétosphère et rendent la magnétosphère dynamique. Les cornets polaires sont les 2 régions de lignes de champ ouvertes sur le milieu interplanétaire, dans lesquelles le plasma du vent solaire peut entrer directement dans la magnétosphère, jusqu’à l’ionosphère. L’écoulement du plasma dans cette région est turbulent et les propriétés du plasma sont alors celles du plasma de la magnétogaine. La LLBL, couche frontière située du côté jour de la magnétosphère et à cheval sur les lignes de champ fermées et ouvertes. Lorsque le champ interplanétaire est dirigé vers le sud, il est alors antiparallèle au champ terrestre au niveau de la LLBL et une reconnexion entre les 2 champs peut alors se produire. Du transfert de plasma vers la magnétosphère et jusqu’à l’ionosphère, peut alors s’effectuer au point de reconnexion. Le manteau, couche frontière située du côté nuit de la magnétosphère, hors du plan équatorial et toujours à cheval sur les lignes de champ fermées et ouvertes. Lorsque le champ interplanétaire est dirigé vers le nord, il se drape autour de la magnétosphère et est alors antiparallèle au champ terrestre au niveau du manteau. Une reconnexion peut alors se produire entre les 2 champs. Là encore, du transfert de plasma vers la magnétosphère et jusqu’à l’ionosphère peut alors s’effectuer au point de reconnexion. Dans la queue magnétosphérique, à la frontière entre les lobes nord et sud de champ magnétique opposé, un courant perpendiculaire au plan de la figure circule, c’est la région du feuillet de plasma. Dans cette région, du plasma provenant du vent solaire peut s’accumuler. Il peut y avoir disruption de queue et divergence de ce courant vers l’ionosphère. Du plasma est alors éjecté vers l’ionosphère et vers le milieu interplanétaire. C’est un sous-orage.

Convection du plasma dans la magnétosphère Mouvement des lignes de champ (3) reconnectées (ouvertes) dans la direction anti-solaire Plan méridien Reconnexion entre une ligne de champ interplanétaire (2) et une ligne de champ terrestre (1) fermée Reconnexion inverse En dehors des processus visqueux, la dynamique de la magnétosphère est donc essentiellement due à la reconnexion. Dans le cas le plus simple d’un champ interplanétaire purement dirigé vers le sud, la reconnexion se produit sur la face avant de la magnétosphère entre une ligne de champ interplanétaire et une ligne de champ terrestre. Les lignes de champ nouvellement reconnectées sont ouvertes sur le milieu interplanétaire, elles sont entraînées par la tension magnétique au point de reconnexion et l’écoulement du vent solaire, dans la direction anti-solaire, ainsi que le plasma gelé avec ce champ, du fait du théorème du flux gelé. Dans la queue de la magnétosphère, 2 lignes de champ ouvertes très étirées provenant de chaque hémisphère se reconnectent et reforment d’un côté une ligne de champ terrestre fermée et une ligne de champ interplanétaire dégagée de l’obstacle terrestre. Les lignes de champ fermées sont alors réentraînées dans la direction solaire, par la tension magnétique. Dans le plan perpendiculaire au plan méridien, cette convection se traduit par un mouvement anti-solaire dans la partie externe de la magnétosphère et un mouvement solaire dans la partie interne. La limite entre ces 2 mouvements étant située à la frontière entre les lignes de champ ouvertes et fermées. Dans l’ionosphère polaire, cette convection produit 2 cellules de convection, symétriques par rapport à l’axe midi-minuit. Du fait de l’inversion du champ magnétique entre le plan équatorial de la magnétosphère et l’ionosphère, l’écoulement du plasma est anti-solaire aux plus hautes latitudes et solaire aux plus basses. Mouvement des lignes de champ terrestres fermées de la queue (1) dans la direction solaire Plan équatorial Projection dans l’ionosphère polaire Formation de 2 cellules de convection

Vue de la magnétosphère depuis le Soleil Effet de la composante matin-soir (By) de l’IMF sur la convection magnétosphérique Vue de la magnétosphère depuis le Soleil En période de By > 0 : la tension magnétique tire les lignes de champ nouvellement reconnectées vers le matin, dans l’hémisphère nord l’écoulement du plasma entrant dans la calotte polaire possède également une composante matin les 2 cellules de convection se déforment : Cellule matin en croissant Cellule soir ronde En général, le champ interplanétaire possède également une composante matin-soir (By) non nulle. Cette composante joue un rôle très important sur la direction de l’écoulement du plasma magnétosphérique et ionosphérique. Lorsque la composante By est positive (c’est-à-dire dirigée vers le soir), la tension magnétique au point de reconnexion tire les lignes de champ nouvellement reconnectées vers le matin dans l’hémisphère nord et vers le soir vers l’hémisphère sud, comme le montre cette vue de la magnétosphère depuis le Soleil. L’écoulement du plasma entrant dans la calotte polaire, au niveau du cornet polaire, possède alors aussi une composante matin, dans l’hémisphère nord et soir dans l’hémisphère sud. Les 2 cellules de convection ionosphériques se déforment, comme le montre cette vue magnétique de la calotte polaire nord. La cellule matin prend alors une forme de croissant et la cellule soir devient ronde. Lorsque la composante By est négative (c’est-à-dire dirigée vers le soir), c’est l’inverse. Dans l’hémisphère nord, la tension magnétique tire les lignes de champ vers le soir, l’écoulement du plasma entrant dans la calotte polaire possède une composante soir et la cellule soir est en croissant et la cellule matin est ronde. Calotte polaire nord

Electrodynamique du système magnétosphère-ionosphère Systèmes de courants dans la magnétosphère Courants parallèles et fermeture ionosphérique R1 Courants descendants Iijima et Potemra (1976) Courants montants R2 Convection retour Electrojet Est Ionosphère Jp Calotte polaire JH Ematin-soir Electrojet Ouest Magnétosphère Soleil 1200 MLT J// Matin 0600 MLT Soir 1800 MLT Plusieurs courants circulent dans la magnétosphère (milieu sans collision). Côté jour, le gradient de pression entre le vent solaire et la magnétosphère engendre sur la magnétopause un courant circulant du matin vers le soir, appelé courant de Chapman-Ferrarro. Ce courant se ferme du côté nuit dans la queue, en se partageant entre les deux hémisphères et en s’écoulant du soir vers le matin. C’est le courant de queue. Comme nous l’avons vu précédemment, entre les 2 lobes de la queue, circule un courant du matin vers le soir et est fermé par le courant de queue. C’est le nappe de courant central. Enfin, dans la magnétosphère interne, là où les lignes de champ sont dipolaires, le plasma chaud subit les dérives de courbure et de gradient. Les électrons et les ions dérivent en sens opposé et engendrent le courant annulaire, circulant tout autour de la Terre. Ce courant est plus intense côté nuit, car des particules sont injectées depuis la queue lors des sous-orages. Ce surplus de courant diverge en courants parallèles au champ magnétique (FACs) vers l’ionosphère pour fermer le circuit. Ce sont les courants parallèles de Région-2 La différence de potentiel appliquée à la magnétopause par le vent solaire correspond également à des courants parallèles dans la magnétosphère. Ce sont les courants parallèles de Région-1. Comme le courant annulaire circule vers l’ouest, les courants parallèles de Région-2 entrent dans l’ionosphère côté soir et en sortent côté matin. Les courants parallèles de Région-1 circulent dans le sens opposé, entrent dans l’ionosphère côté soir et en sortent côté matin. Ils sont situés à cheval sur la frontière entre les lignes de champ ouvertes et fermées. Comme le montre la distribution des courants parallèles d’Iijima et Potemra (1976). Entre 1000 et 1400 MLT, circulent les courants de Région-0 de polarité opposé aux courants de Région-1 et connectés au manteau. Ces courants parallèles se ferment dans l’ionosphère (milieu anisotrope et résistif) sous la forme de courants de Pedersen et de Hall. Le courant de Pedersen circule parallèlement au champ électrique et le courant de Hall circule perpendiculairement au champ électrique. Des courants parallèles soir-matin circulent entre la région-2 et la région-1, côté soir et côté matin. Ils sont associés aux champ électriques dans le même sens dans les zones de convection retour. Un courant parallèle matin-soir circule à travers la calotte polaire entre les 2 zones de régions-1. Il est associé au champ électrique dans le même sens dans la calotte polaire. Des courants de Hall circulent à la frontière entre les régions-1 et-2, au niveau de l’ovale auroral, depuis le côté jour vers le côté nuit. L’électrojet est côté soir et l’électrojet ouest côté matin.

Conjonction multi-instrumentale Exemple de conjonction dans le cornet polaire Radars HF SuperDARN 2 chaînes autour des pôles magnétiques sondant l’ionosphère aurorale Champ électrique de convection ionosphérique Champs de vue des radars de l’hémisphère nord Satellites basse altitude Satellite magnétique (Ørsted – CHAMP) ou Satellite magnétosphérique (FAST-DMSP): Champs électrique et magnétique Particules ions et électrons Vent plasma Solaire Satellites Cluster Mesures multipoints dans la magnétosphère à haute (10-15 RE) ou moyenne (3-5 RE) altitude Champs électrique et magnétique Particules ions et électrons Dans ce travail, nous avons effectué plusieurs études de cas grâce à des conjonctions multi-instrumentales. Les divers instruments qui ont été utilisés dans ces études sont représentés sur ce transparent dans le cas d’une conjonction dans le cornet polaire. Dans la pratique, les conjonctions étudiées n’utilisent pas tous les instruments présent Les satellites présentés ici, mais seulement certains. Les satellites Cluster orbitent dans la magnétosphère à haute ou moyenne altitude, des satellites orbitent également à plus basse altitude et enfin les radars sondent l’ionosphère. Cluster, composé de 4 satellites identiques, permet de réaliser des mesures en 4 points de la magnétosphère ou du vent solaire simultanément et ainsi d’étudier des structures de petites échelles spatiale et temporelle. Et également de séparer les effets spatiaux et temporels. Dans chaque région de la magnétosphère, ces satellites peuvent être situés à très haute altitude (10-20 RE) ou à moyenne altitude (5-10 RE) en fonction de la période de l’année, car l’orbite de Cluster est héliosynchrone et effectue donc un tour autour de la Terre en une année. Ces satellites mesurent les champs électrique et magnétique et détectent les distributions d’ions et d’électrons. Les satellites à basse altitude orbitent entre 400 et 800 km. Certains sont dédiés à la mesure du champ magnétique terrestre comme Oersted et CHAMP. Il est possible de déduire la distribution des courants parallèles, le long de l’orbite. D’autres sont dédiés à l’étude de la magnétosphère, ils mesurent les champs électrique et magnétique et détectent les distributions d’ions et électrons. Enfin les radars HF SuperDARN sondent l’ionosphère des zones aurorales et mesurent la composante de la vitesse de convection ionosphérique, le long du faisceau radar. Ces radars forment 2 chaînes autour des pôles magnétiques, qui sondent les zones aurorales. Ils balayent une large couverture spatiale, environ 52° en azimuth et plus de 3000 km en distance, en environ 2 minutes. Les radars sont appariés, c’est-à-dire qu’ils possèdent un champ de vue commun. Dans cette zone, il est donc possible de reconstruire les vecteurs vitesses de la convection. Les radars SuperDARN sont des instruments récurrents utilisés dans toutes ces études.

Principaux stimuli directs du vent solaire sur la magnétosphère du côté jour IMF sud : reconnexion transitoire à la magnétopause - FTE impulsion de pression à la magnétopause Du côté jour, plusieurs types de stimuli provenant du vent solaire peuvent engendrer des processus dynamiques et complexes dans la magnétosphère. Nous allons présenté ici 2 de ces processus dont nous étudierons certaines des signatures dans la partie résultat. Dans le cas d’un champ interplanétaire dirigé vers le sud, la reconnexion à la magnétopause entre les champs terrestre et interplanétaire peut être transitoire. Cette reconnexion sporadique engendre des tubes de flux qui permettent du transfert de plasma, de flux magnétique du vent solaire vers la magnétosphère. Ces tubes de flux sont appelés événements de transfert de flux (FTE). Des courants parallèles au champ sont engendrés sur les flancs du tube de flux. Lorsque une impulsion positive de pression (c’est-à-dire une compression) impacte sur la magnétopause, un courant de magnétopause local est engendré dans le même sens que le courant de magnétopause global. Ce surplus de courant de magnétopause diverge jusqu’à l’ionosphère sous la forme de courants parallèles. Ces 2 processus complètement différents possèdent des similitudes dans les signatures qu’ils engendrent dans la magnétosphère. Ainsi ils sont tous les 2 responsables de la génération d’un système de courants parallèles au champ magnétique et d’ondes MHD. Des ondes d’Alfvén dans le cas de la reconnexion sporadique et des ondes compressionnelles de type magnétosonores, dans le cas des impulsions de pression. Ces ondes magnétosonores sont également couplées avec des ondes d’Alfvén. Dans les 2 cas : génération de courants parallèles au champ magnétique

Similitudes entre les signatures ionosphériques des FTEs et des impulsions de pression Modèle de Southwood (1987) Formation d’un double vortex de convection alimenté par une paire de courants parallèles Nous allons d’abord nous intéresser à la signature que produise dans l’ionosphère les FTEs. Pour cela nous allons présenter le modèle théorique de Southwood (1987) dont la description de la signature ionosphérique des FTEs est assez bien admise et rend assez bien compte des observations. Lorsque le tube de flux associé à l’injection entre dans l’ionosphère, il forme un double vortex alimenté par une paire de courants parallèles. Un double vortex de courants de Pedersen est associé, perpendiculaire au double vortex de convection. Le mouvement général de ce double vortex est dans la même direction que celle de la vitesse de plasma à l’intérieur du tube. En général, vers le nord, dans la calotte polaire, du fait de la tension magnétique appliquée au plasma au point de reconnexion sur la magnétopause. Moyennant quelques modifications, ce modèle est également susceptible de décrire les signatures ionosphériques d’impulsions de pression. Ainsi un double vortex est également formé (observations le confirme d’ailleurs) alimenté par une paire de courants parallèles. Par contre, la direction de déplacement de la structure est perpendiculaire à la direction de la vitesse du plasma entre les deux vortex. Déplacement essentiellement est-ouest, car les impulsions de pression sont entraînées avec le vent solaire le long de la magnétopause. Cependant, même si ces signatures se ressemblent, elles n’ ont pas du tout le même processus déclencheur. Par contre, nous verrons dans cet exposé que les impulsions de pression peuvent également déclencher de la reconnexion sporadique à la magnétopause, dont les signatures dans l’ionosphère sont celles de FTEs. Différence : FTE : Vstructure // Vconvection Pression : Vstructure Vconvection Mouvement dans le cas d’une impulsion de pression Mouvement dans le cas d’un FTE  Les impulsions de pression peuvent être également un déclencheur de la reconnexion transitoire (FTE)

Réponse à une rotation de l’IMF – 17/03/2001 Conjonction dans le cornet polaire entre Cluster et SuperDARN Tétraèdre Cluster dans la magnétosphère (8-9 RE) - Plan XZ GSM Projection de Cluster sur les champs de vue SuperDARN – coordonnées magnétiques Le premier cas présente la réponse du système magnétosphère-ionosphère, dans le cas d’une rotation de l’IMF, grâce à une conjonction entre les satellites Cluster et 2 radars SuperDARN. Le 17 mars 2001, entre 05:00 et 06:50 TU, le tétraèdre Cluster est situé dans le cornet polaire à haute altitude de l’hémisphère nord (autour de 8-9 RE). Il se déplace depuis le côté nuit vers le côté jour de la magnétosphère, sur le méridien de 1130 MLT. Durant cette période, la projection de Cluster est située sur les champs de vue des radars SuperDARN de Thikkvibaer et d’Hankasalmi, qui observent la signature ionosphérique du cornet polaire. La projection de Cluster se déplace peu durant cette période, car Cluster est situé à très haute altitude. Elle est située autour de 78° MLAT et 1130 MLT et reste donc sur le faisceau 2 de Thikkvibaer et le faisceau 14 d’Hankasalmi. Ces 2 faisceaux sont dirigés essentiellement suivant la direction est-ouest. Cornet polaire de haute altitude F E Cluster : ~78° MLAT ~1130 MLT 05:30 TU Radars SuperDARN : Thikkvibaer (E) et Hankasalmi (F) Rotation IMF – 17/03/2001

Conditions interplanétaires – 17/03/2001 Inversions By-Bz entre 05:20 et 05:50 TU By : + 3 nT  – 5 nT Bz : + 3 nT  – 1 nT PSW < 1 nPa Durant cette période durant laquelle Cluster et SuperDARN sont situés dans le cornet polaire, les composantes By et Bz du champ interplanétaire mesuré par ACE, sont positives, autour de +3 nT. Cependant, entre 05:20 et 05:50 TU, elles subissent toutes les 2 une inversion et atteignent simultanément un minimum de –5 nT pour By et de –2 nT pour Bz. C’est la réponse du système magnétosphère-ionosphère à cette rotation de l’IMF que nous allons étudié dans ce travail. L’amplitude de la composante By est toujours supérieure à celle de la composante Bz, c’est pourquoi l’état de la magnétosphère est essentiellement contrôlé par la composante By. La pression du vent solaire est très stable et très faible (inférieur à 1 nPa), la magnétosphère est donc dans une configuration calme. Rotation IMF – 17/03/2001

Données Cluster et SuperDARN – 17/03/2001 Cluster 1 - CIS c b Matin Soir Observations principales : Rotation de la convection liée à la rotation de l’IMF : Matin  Soir  Matin  délai de 2 min entre Cluster et SuperDARN Injections de plasma durant la période 1 : Cluster : - pics de densité et de vitesse de convection SuperDARN : - sursauts de convection vers le soir - structures de puissance renforcée Durant la période 05:10-06:00 TU, les données de l’expérience CIS, qui détectent les ions, de Cluster-1, sont présentés. De haut en bas, la densité des ions, la vitesse de convection, déterminée dans le plan perpendiculaire au champ magnétique, projetée dans le plan XY GSE et représentée sous la forme de vecteurs, le spectrogramme énergie-flux des ions descendants. On remarque immédiatement qu’avant et après la période de rotation de l’IMF, la vitesse de convection est dirigée vers le matin, en accord avec la tension magnétique lorsque By est positif. Durant la période de rotation (Zone encadrée en violet), la vitesse de convection tourne vers le soir, également en accord avec la tension magnétique lorsque By est négatif. Dans l’ionosphère, les données de vitesses radiales du faisceau 14 du radar d’Hankasalmi, sur lequel Cluster se projette, sont présentées. Comme ce faisceau pointe essentiellement est-ouest, les vitesses s’approchant du radar sont essentiellement dirigées vers le matin et les vitesses s’éloignant du radar sont essentiellement dirigées vers le soir. La rotation de la convection, en accord avec l’inversion de la composante By de l’IMF est observée. La vitesse est dirigée vers le matin, avant et après la rotation de l’IMF et vers le soir, pendant la rotation. Cependant, la rotation de la convection est observée par SuperDARN avec environ 2 minutes de retard par rapport à Cluster. Ce décalage est probablement dû à la propagation de l’information entre la haute magnétosphère et l’ionosphère. Durant la période de rotation de l’IMF, à Cluster la densité ionique présente de nombreux pics, la vitesse de convection présente des intensifications et les dispersions des ions sont beaucoup plus structurés. A SuperDARN, la vitesse de convection subit également des intensifications et la puissance rétrodiffusée du signal radar montre des structures dispersives, qui s’éloignent du radar au cours du temps, c’est-à-dire vers le soir (segments noirs). Toutes ces caractéristiques sont typiques d’injections provenant de la magnétogaine et se propageant dans la magnétosphère, jusqu’à l’ionosphère. e d SuperDARN 1 Vitesses bleues : matin Vitesses jaune-rouge : soir Rotation IMF – 17/03/2001

Comparaison vitesses de convection – 17/03/2001 Matin Soir Vitesses de Convection Cluster et SuperDARN Résultats : Direction : comparaison satisfaisante entre Cluster et SuperDARN à partir de 05:38 TU Amplitude : 1,5 fois supérieure à Cluster qu’à SuperDARN Nous avons comparé les vitesses de convection mesurées par Cluster et SuperDARN. Pour cela, nous avons projeté les vitesses de convection mesurées par Cluster dans l’ionosphère grâce au modèle de Tsyganenko 96, en supposant les lignes de champ magnétique équipotentielles. Ces vitesses projetées sont représentées dans le même format que les vitesses magnétosphériques, en coordonnées magnétiques. Ces vitesses sont ensuite projetées le long du faisceau 14, afin de faire une comparaison directe avec les données de SuperDARN. Les données projetées de Cluster sont moyennées sur 1 minute et tracées sur le panneau d, avec la vitesse radiale de SuperDARN obtenue dans les portes sur lesquelles Cluster se projette. A partir de 05:38 TU, la comparaison en direction entre Cluster et SuperDARN est très satisfaisante. Par contre, l’amplitude obtenue par Cluster est systématiquement supérieure de 1,5 fois à celle mesurée par Cluster. Cette différence peut venir du fait que les 2 types de données ne sont pas moyennés de la même façon. (Spatiale pour SuperDARN, temporelle pour Cluster). De plus, l’hypothèse d’équipotentialité des lignes de champ magnétique n’est peut être pas parfaitement vérifiée, en période d’injections. Rotation IMF – 17/03/2001

Comparaison vitesses de structure – 17/03/2001 B// (nT) B (nT) Cluster – FGM Exemple de l’injection 3 sc1 sc2 sc3 sc4 Indépendamment de la vitesse de convection, nous avons également comparé les vitesses de phase des injection observées indépendamment dans la magnétosphère (caractérisé par une décroissance de la composante parallèle du champ magnétique, une signature bipolaire dans la composante perpendiculaire et des intensifications de la vitesse perpendiculaire et parallèle des ions) et dans l’ionosphère. La vitesse des injections est déterminée dans la magnétosphère, grâce aux mesures multi-points de l’expérience FGM de Cluster, qui mesure le champ magnétique. Des signatures identiques, caractéristiques de 3 injections, sont observées sur chaque satellite. Grâce aux décalages en temps entre les 4 satellites et en supposant que les tubes de flux des injections peuvent être matérialisées par un front plan se déplaçant à vitesse constante, il est possible de déterminer de la vitesse de phase des injections dans la magnétosphère. Dans l’ionosphère, les vitesses de phase peuvent également être déduites des données SuperDARN en calculant la pente des structures dispersives de la puissance du signal radar associées aux sursauts de convection. Les vitesses de phase des injections mesurées à Cluster sont projetées dans l’ionosphère, puis le long du faisceau 14 d’Hankasalmi et comparées directement avec les vitesses de phase mesurées par SuperDARN. Les résultats sont présentés dans le tableau. Les résultats sont très satisfaisants. Nous avons également comparé les dimensions est-ouest des injections mesurées par Cluster et SuperDARN. Ces structures étant allongée dans la direction nord-sud Une fois projetées dans l’ionosphère, les dimensions obtenues avec Cluster sont du même ordre de grandeur que celles mesurées par SuperDARN. Ces résultats confirment la comparaison réalisée sur les vitesses de phase des injections Injection 1 05:38:00 TU Injection 2 05:39:30 TU Injection 3 05:42:30 TU Vitesse FGM haute altitude 7,46 km.s-1 15,35 km.s-1 10,75 km.s-1 Vitesse FGM projetée le long du faisceau 14 d’Hankasalmi 395 m.s-1 645 m.s-1 590 m.s-1 Vitesse SuperDARN le long du faisceau 14 420 m.s-1 710 m.s-1 650 m.s-1 Rotation IMF – 17/03/2001

Electrodynamique d’un FTE – 12/09/1999 Conjonction dans le cornet polaire entre les satellites Ørsted et DMSP-F11 et SuperDARN Dans un 2ème cas, une conjonction entre les satellites Oersted et DMSP-F11 et les 2 radars SuperDARN de Kapuskasing et de Saskatoon permet de faire la première observation directe des courants parallèles d’un FTE, déduit des données magnétiques d’Oersted, associés au sursaut de convection ionosphérique correspondant. Le satellite DMSP donne les précipitations d’électrons et d’ions associés aux courants parallèles du FTE. Les 2 radars sont situés dans le secteur de 09-12 MLT. Le satellite Oersted se déplace depuis les basses latitudes vers le pôle magnétique et traverse les champs de vue des radars autour de 10 MLT. Le satellite DMSP se déplace du pôle magnétique vers les basses latitudes et croise le satellite Oersted au niveau du sursaut de convection. Pendant la période où le sursaut de convection associé au FTE est observable, la composante By de l’IMF oscille autour de 0 nT et la composante Bz oscille entre –5 et –10 nT. Période de Bz négative favorable à la reconnexion sur la face avant de la magnétosphère. La pression du vent solaire oscille entre 3,5 et 5,5 nPa. Projection des trajectoires d’Ørsted et DMSP sur les champs de vue SuperDARN – coordonnées magnétiques 17:26 TU Radars SuperDARN : Kapuskasing (K) et Saskatoon (T) Electrodynamique d’un FTE – 12/09/1999

Données Ørsted et SuperDARN – 12/09/1999 SuperDARN - Kapuskasing Vitesse radiale Ørsted DB et Courants parallèles FTE Apparition du FTE Les données de convection de SuperDARN sont présentées sous la forme de cartes radiales en coordonnées magnétiques sur la période de 17:22-17:32 TU. Sur la première carte avant l’apparition du FTE, des vitesses s’approchant du radar sont observées sur les faisceaux les plus à l’ouest et des vitesses s’éloignant du radar sur les faisceaux centraux, ce qui est typique d’une cellule en forme de croissant du côté matin. Sur la seconde carte, le sursaut de convection associé au FTE apparaît dans le champ de vue du radar. Il possède une vitesse supérieure à 1000 m.s-1, c’est-à-dire bien supérieure, à celle du plasma ambiant. La succession des 5 cartes permet d’observer le déplacement du sursaut de convection vers le matin et légèrement vers le nord. Le satellite Oersted traverse l’extrême bord matin du sursaut de convection. A grande échelle, les perturbations magnétiques d’Oersted montrent les grandes régions de courants: régions-2 de courants positifs à basse latitude et région-1 de courants négatifs à plus haute latitude. A l’intérieur de la région-1, au niveau du sursaut de convection, une double oscillation de la perturbation magnétiques est-ouest est observée, associée à 4 nappes de courants à petite échelle : successivement descendante, montante, descendante, montante, vers les hautes latitudes. On les numérote de (1) à (4) depuis les basses vers les hautes latitudes. Ørsted 4 nappes de courants parallèles de petite échelle Electrodynamique d’un FTE – 12/09/1999

Courants associés au FTE – 12/09/1999 Vérification du modèle de Southwood (1987): sur le système de FACs (3) et (4) Superposition courants parallèles-convection La superposition des courants parallèles déterminés par Oersted, sur le champ de vue du radar de Kapuskasing va permettre de déterminer quels courants parallèles sont associés au sursaut de convection. On remarque que le courant (1) négatif est associé au retournement de la cellule de convection, la génération du courant (2) positif est difficile à déterminer et le système de courants (3) et (4) négatif-positif est associé au sursaut de convection. Le signe de ces 2 courants est en accord avec le modèle théorique de Southwood (1987), dans le cas d’un déplacement du FTE vers le matin, comme c’est le cas ici. Nous avons cherché à vérifier que le tube de flux constitue un circuit isolé du système magnétosphère-ionosphère, à grande échelle, en supposant que les courants parallèles (3) et (4) sont les seuls associés au tube de flux. Nous avons fait une évaluation des densités des courants parallèles, à partir des données Oersted et du courant de Pedersen associés au tube de flux, à partir des données SuperDARN. Dans le cas du courant de Pedersen, la conductivité est prise à 6 S et la vitesse du sursaut de convection mesurée par SuperDARN, à laquelle on retranche la vitesse du plasma ambiant, donne 750 m.s-1. La précision des mesures est d’environ 20%. La densité de chaque courant parallèle (3) et (4) est donc approximativement égale à la densité du courant de Pedersen. L’hypothèse suivant laquelle le système de FACS (3) et (4) est fermé uniquement par le courant de Pedersen à l’intérieur du tube est plausible. Ce résultat est conforté par les précipitations des électrons et des ions mesurées par DMSP, qui sont cohérentes avec les signes des courants parallèles (3) et (4). Courant de Pedersen (SuperDARN) JP = SP E = SPV B = 0,225 A.m‑1 Courants parallèles (3) et (4) (Ørsted) J//+ = J//─ = 0,18 A.m‑1 Précision : 20%  Le système de FACs (3) et (4) est fermé uniquement par le courant de Pedersen à l’intérieur du tube Electrodynamique d’un FTE – 12/09/1999

Réponse à des impulsions de la pression du vent solaire – 14/07/2001 Conjonction dans le cornet polaire entre Cluster (3-5 RE), IMAGE et SuperDARN Projection de Cluster sur les champs de vue SuperDARN – Coordonnées magnétiques Dans un 3ème cas, nous allons présenté la réponse du cornet polaire à 3 impulsions de pression successives, grâce à une conjonction dans le cornet polaire entre les satellites Cluster et IMAGE et 2 radars SuperDARN. Le 14 juillet 2001, entre 01:00 et 02:30 TU, les satellites Cluster sont situés dans le cornet polaire à moyenne altitude de l’hémisphère nord (autour de 3-5 RE). Il se déplace depuis l’équateur côté jour vers le côté nuit, autour de 1530 MLT. Durant cette période, la projection de Cluster est située sur les champs de vue des radars de Kodiak et de Prince George, qui sont situés dans le secteur de 1400-1700 MLT et qui observent la signature ionosphérique du cornet polaire. La projection de Cluster reste localisée sur le faisceau 5 de Prince George et passe successivement sur les faisceaux 5 à 0 du radar de Kodiak. Durant cette période, le satellite IMAGE est idéalement positionné au dessus de la calotte polaire nord et donne des images à 2D de l’ovale auroral. Durant cette période, la composante By de l’IMF est très négative, entre +5 et +10 nT, c’est ce qui explique que le cornet polaire soit observé par les divers instruments vers 1500-1600 MLT, c’est-à-dire du côté après-midi de l’ovale auroral. La composante Bz est faiblement négative autour de –2 nT, mais subit 2 incursions positives associées à la première et à la troisième impulsions de pression. Conditions interplanétaires: 5 < By < 10 nT Bz ~ -2 nT Impulsions de pression – 14/07/2001

Réponses aux impulsions de la pression du vent solaire – 14/07/2001 Cluster 1 – CIS 14/07/2001 Cluster 3 impulsions de pression : Injections de plasma provenant de la magnétogaine (Cluster-1) 3 intensifications de précipitations aurorales (IMAGE) 3 sursauts de convection vers le nord (SuperDARN) Durant la période 01:15-02:20 TU, la pression du vent solaire subit 3 impulsions. Elles sont également parfaitement observées sur les détecteurs de protons à haute énergie du satellite LANL-L4, situé dans la magnétosphère interne. Les données de ce satellite permettent d’éviter d’utiliser les données du satellite ACE situé au point de Lagrange et de s’affranchir du décalage lié à la propagation du vent solaire jusqu’à la magnétosphère, car ici il faut avoir accès précisément au temps d’arrivée des impulsions sur la magnétopause pour comprendre les processus qu’elles engendrent dans la magnétosphère. Cette figure présente les données des 3 instruments pour la période d’intérêt: le spectrogramme des ions descendants de Cluster-1, le diagramme des émissions lumineuses d’IMAGE, en fonction du temps et de la latitude magnétique, à un MLT donné, qui correspond à celui du faisceau 1 du radar de Kodiak. Et justement les diagrammes en fonction du temps et de la latitude magnétique de la vitesse radiale et de la puissance du signal du faisceau 1 du radar de Kodiak, qui est orienté essentiellement nord-sud. Cette période d’impulsions est caractérisée par des injections de plasma depuis la magnétogaine observées à moyenne altitude par Cluster, lorsque celui-ci traverse le cornet polaire, c’est-à-dire essentiellement durant la 2ème impulsion. Plus précisément, chacune des impulsions de pression est caractérisée par une intensification des précipitations aurorales observées par IMAGE et par un sursaut de convection rapide s’éloignant du radar, c’est-à-dire se déplaçant vers le nord observé par SuperDARN et associé à un renforcement de la puissance du signal. Toutes ces signatures sont caractéristiques d’une reconnexion transitoire à la magnétopause, c’est-à-dire de FTEs. Le résultat essentiel étant ici qu’il est clair sur ces divers diagrammes, que ce sont bien les impulsions de pression qui déclenchent la reconnexion. Maintenant, on observe précisément l’agencement des signatures d’intensifications aurorales d’IMAGE par rapport à celles des sursauts de convection de SuperDARN. Temporellement: on remarque immédiatement que les intensification aurorales se produisent en tout début de vie des sur sauts de convection. Elles durent 2-3 minutes, puis s’arrêtent, tandis que les sursauts de convection continuent d’exister pendant encore plusieurs minutes et se déplacent vers le nord. Spatialement: les intensifications aurorales sont centrées entre 71 et 73° MLAT, alors que les bords basse latitude des sursauts de convection sont situés légèrement plus haut entre 74° pour les 2 premiers et à 72° MLAT pour le 3ème.  Signature de reconnexion transitoire à la magnétopause (FTE) déclenchée par les impulsions de pression Impulsions de pression – 14/07/2001

Agencement spatio-temporel des réponses ionosphériques – 14/07/2001 IMAGE et SuperDARN pour la 1ère impulsion - coordonnées magnétiques IMAGE _ HWIC & SD 01:29 TU IMAGE _ 12LSI & Kodiak Vel 01:29 TU IMAGE _ 12LSI & Prince George Vel 01:29 TU 12 MLT 12 MLT Cette dernière observation de l’agencement spatial des 2 signatures est renforcé par la figure présentée sur ce transparent. Elles montrent 3 cartes différentes en coordonnées magnétiques, au même instant, durant la première impulsion de pression. La 1ère carte montre les vecteurs de convection SuperDARN, la 2ème de la vitesse radiale du radar de Kodiak et la troisième de la vitesse radiale du radar de Prince George (12 MLT est situé en haut de chaque figure). Ces trois cartes permettent très clairement d’observé la cellule ronde du soir, attendu dans le cas d’un By de l’IMF positif. (Sur Kodiak, vitesses s’approchant du radar à l’est et vitesses s’éloignant à l’ouest - Sur Prince George, vitesses s’éloignant du radar sur la majorité des faisceaux). Sur chacune de ces cartes sont superposées les précipitation aurorales détectées par IMAGE (sous forme de tâche grise pour la 1ère carte et sous forme de courbes de niveaux pour les 2 dernières). On remarque immédiatement à l’endroit où le plasma tourne, c’est-à-dire au niveau de l’entrée du plasma à l’intérieur de la calotte polaire, que les intensifications aurorales maximales sont situées à plus basse latitude que les vitesses associées au sursaut de convection. En conclusion, les précipitations aurorales se produisent donc en début de vie des sursauts de convection et à plus basses latitudes que les sursauts de convection. La propagation du sursaut de convection n’est pas directement associée à un déplacement identique et simultané de l’injection de plasma, le long de la magnétopause. On peut ainsi décomposer la vie du tube de flux dans l’ionosphère en 2 étapes principales. Dans un premier temps, les particules contenues dans le tube de flux précipitent le long du champ magnétique jusque dans l’ionosphère et engendrent un sursaut de convection. Lorsque la précipitation cesse, le sursaut de convection se propage vers le nord, probablement entraîné par la tension magnétique au point de reconnexion et par l’écoulement du vent solaire. Durant la majeure partie de sa vie, le sursaut de convection n’est donc plus directement associé à de la précipitation active, mais correspond à une signature fossile de l’événement d’injection. Ces résultats ont déjà été observés par Provan et al. (2002) et Davies et al. (2002), dans le cas de reconnexion sporadique à la magnétopause, dans le cas d’un Bz de l’IMF sud et sans impulsions de pression du vent solaire. 18 MLT 80 70 Les précipitations aurorales se produisent : en début de vie des sursauts de convection à plus basse latitude que les sursauts de convection  les sursauts de convection observés par SuperDARN sont une signature fossile de la reconnexion Impulsions de pression – 14/07/2001

Conclusions côté jour Rotation IMF - 17/03/2001 Première comparaison quantitative des : - vitesses de convection - vitesses des tubes reconnectés entre la magnétosphère et l ’ionosphère Réf : Marchaudon et al., Ann. Geophys., 2003 Electrodynamique d’un FTE - 12/09/1999 Première observation directe des courants parallèles d ’un FTE, en conjonction avec un sursaut de convection Système de courants autonomes associé au FTE Impulsions de pression - 14/07/2001 Les impulsions de pression du vent solaire peuvent être un déclencheur de la reconnexion Les sursauts de convection ionosphérique sont une signature fossile de la reconnexion Rotation IMF - 17/03/2001 Première comparaison quantitative : - entre vitesses de convection mesurées dans la magnétosphère et dans l’ionosphère - des paramètres d’injections observées simultanément dans la magnétosphère et l’ionosphère Electrodynamique d’un FTE - 12/09/1999 Première observation directe des courants parallèles d ’un FTE, en conjonction avec un sursaut de convection Distribution des courants parallèles en accord avec le modèle de Southwood (1987) Impulsions de pression - 14/07/2001 Les impulsions de pression du vent solaire peuvent être un déclencheur de la reconnexion sporadique Les sursauts de convection observés par les radars SuperDARN sont bien une signature fossile de la reconnexion sporadique

Electrodynamique des structures aurorales côté nuit Structures de potentiel en V d’après Marklund (1997) ALTITUDE DISTANCE HORIZONTALE Dans cette partie, nous allons étudier l’électrodynamique d’un arc auroral. Grâce à un très grand nombre d’études de cas et plusieurs classifications électrodynamiques, 2 types d’arc généraux ont été recensés. Marklund en 1997, a présenté les caractéristiques électrodynamiques associées à chacun de ces 2 arcs. Les électrons provenant de la magnétosphère sont accélérés p r un saut de potentiel au dessus de l’ionosphère. La structure de potentiel associée à ce saut a soit la forme d’un S, soit la forme d’un V. Dans le cas d’une structure de potentiel en S, le potentiel croît ou décroît horizontalement dans la direction nord-sud, de manière monotone. Un courant parallèle montant est associé à la région d’accélération et un courant descendant est attendu pour fermer le circuit sur un des bords (équatorial ou polaire) en fonction du signe de variation du potentiel. Dans le cas d’une structure de potentiel en V, le gradient de potentiel change de signe. La convection associée subit donc un cisaillement. Un courant parallèle montant est toujours associé à la région d’accélération et 2 courants descendants sont attendus sur chaque bord polaire et équatorial pour fermer le circuit. Ces description d’arcs sont des descriptions à 1D et ne prennent en compte que le profil nord-sud de la structure de l’arc. Dans la réalité, comme nous le verrons dans l’étude présentée après, la structure des arcs est bien plus complexe, car la plupart du temps elles sont à 2D. Cisaillement de champ électrique 1 FAC montant au centre de la région d’accélération 2 FACs descendants sur les bords polaire et équatorial Représentation 1D de cet arc  Structures à 2D des arcs réels plus complexes

Electrodynamique d’un arc auroral côté nuit – 12/01/2000 Conjonction autour de 0000 MLT entre les satellites Ørsted et FAST et SuperDARN Dans ce cas d’étude, une conjonction très favorable a lieu, autour de 0000 MLT et entre 22:15 et 22:35 TU, entre les satellites Oersted et FAST et 2 radars SuperDARN (Thikkvibaer et Hankasalmi). Les 2 satellites traversent les champs de vue des 2 radars avec 20 minutes d’écart. Tous ces instruments observent un arc auroral. Grâce à ce jeu de données très complet, nous allons à partir de modélisations 1D et 2D déterminer les différents paramètres électrodynamiques associés à l’arc. Les conditions interplanétaires sont extrêmement stables, avec un By inférieur à –5 nT, un Bz supérieur à +2 nT et une pression du vent solaire stable à environ 2 nPa. La configuration de la magnétosphère est donc calme. Projection des trajectoires d’Ørsted et FAST sur les champs de vue SuperDARN – coordonnées magnétiques Conditions interplanétaires stables: By < -5 nT Bz > +2 nT PSW = 2 nPa 22:20 TU Radars SuperDARN : Thikkvibaer (E) et Hankasalmi (F) Electrodynamique d’un arc – 12/01/2000

Convection et précipitations associées à l’arc – 12/01/2000 SuperDARN - 22:10-22:16 UT SuperDARN - 22:30-22:36 UT Nous allons d’abord décrire les distributions à 2D de la convection et des précipitations associées à l’arc, au moment de chacun des passages de satellite: Oersted à 22:15 TU, puis FAST à 22:35 TU. Les données SuperDARN sont présentées sous forme de cartes, en coordonnées magnétiques, des vecteurs de convection déduits des données conjuguées des 2 radars et moyennées sur 6 min, pour avoir suffisamment de vecteurs. Les données du satellite POLAR présentent les émissions lumineuses associées aux précipitations d’électrons, toujours sous forme de cartes magnétiques. Durant le passage d’Oersted, les données de convection SuperDARN montrent un semi-vortex elliptique circulant dans le sens des aiguilles d’une montre et allongé suivant les iso-latitudes magnétiques. Il est fermé à l’ouest et terminé à l’est par un cisaillement de convection autour de 71,5° MLAT. Le satellite Oersted traverse la partie elliptique de la structure de convection. Les données POLAR montrent une bande de précipitations allongée suivant les iso-latitudes magnétiques, dont le maximum d’intensité est centré sur 73° MLAT et 0100 MLT. Oersted traverse le bord de la zone de précipitations. Durant le passage de FAST, la structure de la convection évolue beaucoup. La partie ouest de la structure évolue en un vortex isolé et la partie est garde une structure plus iso-latitudinale. Cependant, le cisaillement de convection s’est déplacé vers le sud autour de 69,5° MLAT. Le satellite FAST traverse la partie est de la structure, plus iso-latitudinale. Sur les données POLAR, un spot de précipitation s’isole du reste de la précipitation à l’ouest, il est associé au vortex de convection maintenant circulaire. Le reste de la précipitation à l’est garde une structure plus iso-latitudinale, c’est cette région que le satellite FAST. Malgré les conditions interplanétaires très stables, la structure de convection-précipitation associée à l’arc évolue fortement en 20 minutes, entre les 2 passages de satellites. FAST Oersted Polar-22:14:15 UT Polar-22:35:08 UT Ørsted FAST Electrodynamique d’un arc – 12/01/2000

Cisaillement de convection Modélisation du profil latitudinal de la conductivité Pedersen - Cas Ørsted - 12/01/2000 Modélisation 1D de SP Continuité du courant Le satellite Oersted permet de déduire les courants parallèles le long de l’orbite. Au niveau de l’arc, un courant montant est situé au centre de l’arc au niveau du cisaillement de convection et 2 courants négatifs de retour sont situés de part et d’autre à plus haute et plus basse latitudes. Nous avons développé dans un premier temps un modèle dépendant uniquement de la latitude (modèle 1D), en simplifiant l’équation de continuité du courant. En supposant l’arc uniforme en longitude, en prenant un rapport constant de 1 entre les conductances Hall et Pedersen, nous obtenons la forme simplifiée à une dimension suivante qui peut être considérée comme une équation algébrique donnant le courant parallèle ou comme une équation différentielle gouvernant le profil latitudinal soit de la composante longitudinale de la convection, soit de la conductance de Pedersen. Le long de la trajectoire d’Oersted, nous allons résoudre cette équation pour déterminer le profil latitudinal de la conductance Pedersen qui est ici le paramètre inconnu. A partir de ces données de courants parallèles et grâce à un profil analytique du profil longitudinal de la convection déduit des données SuperDARN, on déduit le profil latitudinal de la conductivité de Pedersen. La conductance n’est pas modélisé dans la région du courant à basse latitude, pour éviter une divergence vers des valeurs négatives. Au nord du cisaillement, 3 pics de conductance avec des intensités décroissantes (de 10,5 à 8 S) sont observées, à cheval sur le courant montant central de l’arc et le courant descendant à haute latitude. La divergence de la conductance dans la région du courant descendant à basse latitude indique que le modèle 1D n’est pas très bien adapté dans le cas Oersted, ce qui est confirmé par le fait qu’Oersted traverse la partie vortex de la convection. Nous avons donc développé un modèle à 2D également basé sur la continuité du courant grâce à la méthode des caractéristiques développées par Amm (2002), et sur les profils 2D de convection et de courants parallèles (ce dernier étant extrapolé des données 1D le long de l’orbite Oersted). La distribution de la conductance de Pedersen est présentée sur une carte en coordonnées magnétiques. La conductance présente un maximum de 8 S, englobant tout le courant positif et allongé dans la direction nord-sud. La conductance décroît significativement à de très faibles valeurs dans les régions de courants descendants, sans diverger vers des valeurs négatives. Le modèle à 2D présente cependant des insuffisances, car il n’est valable que le long de la trajectoire d’Oersted, en dehors la distribution de courants parallèles est peut réaliste. Les 2 modèles présentent tous les 2 des insuffisances. Cependant, le modèle à 2D semble plus réaliste, car il place le maximum de couductance au centre du courant montant, c’est-à-dire au centre le précipitation. Cisaillement de convection 1D : y x Nord Est Ørsted Modélisation 2D de SP ARC Electrodynamique d’un arc – 12/01/2000

Electrons précipitants de FAST Modélisation du profil longitudinal de la vitesse de convection - Cas FAST - 12/01/2000 73.9° 67.15° Electrons précipitants de FAST Energy (eV)_ PA = 0-33° 1000 10000 Log (eV.cm -2_s_sr_eV) 6.0 6.6 7.2 7.8 8.4 9.0 50 100 150 Mlat Time after 2233:55 UT 70.5° 63.7° Modélisation 1D de Vest ARC Le satellite FAST permet de déduire les courants parallèles le long de l’orbite à partir des perturbations magnétiques. Comme dans le cas Oersted, au niveau de l’arc, un courant montant est situé au centre de l’arc et 2 courants négatifs de retour sont situés de part et d’autre à plus haute et plus basse latitude. Le satellite FAST détecte également les précipitations d’électrons descendant. A partir de relations empiriques déterminées par Hardy et al. (1987), on en déduit les profils de conductivité de Pedersen et de Hall, le long de l’orbite de FAST. Nous avons de nouveau utilisé le modèle 1D déduit de l’équation de continuité du courant. Le long de la trajectoire de FAST, nous allons résoudre cette équation pour déterminer le profil latitudinal de la composante longitudinale de la convection ionosphérique. A partir de ces données de courants parallèles et grâce au profil latitudinale de la conductance Pedersen déterminés le long de l’orbite FAST on déduit la composante longitudinale de la convection. Le profil modélisé obtenu suit parfaitement le profil expérimental mesuré par FAST. Dans le cas FAST, le modèle à 1D est bien adapté et permet très bien décrire les paramètres électrodynamiques de l’arc. Cisaillement de convection Continuité du courant (1D) Profil modélisé Electrodynamique d’un arc – 12/01/2000 Profil expérimental

⇒ Mise en évidence de la complexité de telles modélisations Conclusions côté nuit Electrodynamique d’un arc auroral - 12/01/2000 Cas FAST : modélisation 1D bien adaptée Cas Ørsted : insuffisances de la modélisation 1D problème de l’acquisition d’entrées 2D pour la modélisation Evolution rapide de l’arc Passage FAST : divergence des courants Pedersen maintenue sans cisaillement de convection Réf : Marchaudon et al., Ann. Geophys., 2003 Electrodynamique d’un arc auroral - 12/01/2000 Cas FAST : modélisation 1D bien adaptée Très grande concordance entre profils expérimental et modélisé de la composante longitudinale de la convection Hypothèse d’une structure purement latitudinale de l’arc justifiée Cas Ørsted : insuffisances dans les modélisation 1D et 2D Validité des hypothèses des 2 modèles pas totalement justifiées Mais seuls modèles qu’il est possible de construire à partir du jeu de données ⇒ Mise en évidence de la complexité de telles modélisations Evolution rapide de l’arc au cours du temps Passage FAST : cisaillement de convection plus nécessaire pour maintenir la divergence des courants Pedersen

Conclusion générale Etude du comportement global des tubes de flux depuis les frontières de la magnétosphère jusqu’à l’ionosphère Résultats principaux Comparaison du comportement d’un même tube de flux associé à de la reconnexion dans la magnétosphère et l’ionosphère Les impulsions de pression déclencheurs de la reconnexion Etude de l’électrodynamique de structures de moyenne échelle, côté jour et côté nuit Utilisation de plusieurs instruments situés en différents points du système magnétosphère-ionosphère

Perspectives de travail Etudes multi-instrumentales : quelques pistes de travail Côté jour une meilleure description du système de courants associés au FTE une confirmation des idées actuelles sur le déroulement de la « vie du FTE » Structures d’arc côté nuit une amélioration des entrées de la modélisation 2D : convection-courants parallèles (SuperDARN-Cluster)