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21.8 : Oscillations naturelles - Géosciences

21.8 : Oscillations naturelles - Géosciences


Le climat moyen sur 30 ans est appelé le climat normal. Tout temps moyen à court terme (par exemple, mensuel) qui diffère ou varie de la norme climatique est appelé un anomalie. Les « oscillations » naturelles du climat sont des anomalies récurrentes et pluriannuelles avec une amplitude et une période irrégulières, et ne sont donc pas de véritables oscillations (voir l'encadré INFO).

Le tableau 21-7 répertorie certaines de ces oscillations et leurs principales caractéristiques. Bien que chaque oscillation soit associée à, ou définie par, un emplacement ou un endroit sur Terre (Fig. 21.26), la plupart de ces oscillations affectent le climat dans le monde entier. Au(x) lieu(x) de définition, une combinaison de variables météorologiques clés est utilisée pour définir un "indice», qui est le signal climatique variable. La figure 21.27 montre certains de ces indices d'oscillation.

Tableau 21-7. Oscillations climatiques. SST = température de surface de la mer, SLP = pression au niveau de la mer.
NomPériode (année)Lieu cléVariable clé
El Niño (FR)2 à 7Tropical E. PacifiqueSST
Oscillation Australe (SO)2 à 7Pacifique tropicalSLP
Oscillation décennale du Pacifique (PDO)20 à 30Extratrope. Nord-Est du PacifiqueSST
Oscillation nord-atlantique (NAO)variableExtratrope. Atlantique NordSLP
Oscillation arctique (AO)variableN. moitié de N. ourlet.SLP
Oscillation de Madden-Julian (MJO)30 à 60 joursIndien tropical et PacifiquePrécipitations convectives

INFO • Qu'est-ce qu'une oscillation ?

Oscillations sont des variations régulières et répétées d'une grandeur mesurable telle que la température (T) dans l'espace x et/ou le temps t. Ils peuvent être décrits par des ondes sinusoïdales :

[T=A cdot sin left[C cdotleft(t-t_{o} ight) / au ight]

où A est une constante amplitude (intensité du signal), ( au) est une période constante (durée une oscillation), to est une constante déphasage (le délai après t = 0 pour que le signal ait d'abord une valeur positive), et C est de 2π radians ou 360° (selon votre calculatrice).

Les vraies oscillations sont déterministe — le signal T peut être prédit exactement pour tout temps dans le futur. Les « oscillations » climatiques discutées ici ne sont pas déterministes, ne peuvent pas être prédites dans un avenir lointain et n'ont pas d'amplitude, de période ou de phase constante.

21.26 Lieux et variables clés qui définissent certaines oscillations climatiques. Les acronymes sont définis dans le texte.

El Niño (la fille) se produit lorsque la température de surface de la mer tropicale (SST) dans l'océan Pacifique central et oriental est plus chaud (plus froid) que la moyenne climatique sur plusieurs décennies.

L'indice El Niño tracé sur la figure 21.27a est l'anomalie de la SST du Pacifique sous les tropiques (région de Niño 3.4, moyenne à ±5° de latitude de l'équateur, entre 170 - 120° Ouest) moins l'anomalie de la SST du Pacifique en dehors des tropiques (moyenne plus de latitudes polaires). Des indices alternatifs El Niño sont également utiles.

Graphique 21.27 Oscillations naturelles de certains indices climatiques.

(une) Indice El Niño 3.4, basé sur les anomalies de température moyenne de la surface de la mer (SST) ∆T. [Données avec l'aimable autorisation de https://www.esrl.noaa.gov/psd/enso/dashboard.html.]

(b) Indice d'oscillation australe (DONC JE), basé sur la différence de pression au niveau de la mer (SLP) : P = PTahiti – PDarwin [Données avec l'aimable autorisation de https://www.esrl.noaa.gov/psd/enso/dashboard.html.]

(c) Oscillation décennale du Pacifique (AOP), basé sur la principale composante principale de la variabilité mensuelle de la SST du Pacifique au nord de la latitude 20°N après suppression de la moyenne mondiale de la SST. [Données avec l'aimable autorisation de https://www.esrl.noaa.gov/psd/enso/dashboard.html.]

(ré) Oscillation nord-atlantique (NAO), basé sur la différence de SLP normalisée (définie p 824) : ∆P* = P*Açores – P*Islande pour l'hiver (décembre à mars) [Données gracieusement fournies par Jim Hurrell, NCAR/CGD/CAS.]

(e) Oscillation arctique (AO), basé sur la principale composante principale de la SLP hivernale dans l'hémisphère N. pour l'hiver (janvier-mars) [Données avec l'aimable autorisation de Todd Mitchell de l'Univ. de l'institut conjoint de Washington. pour l'étude de l'atmosphère. & Océan (US JISAO).]

Le Oscillation australe fait référence à un changement de signe du gradient de pression atmosphérique est-ouest à travers les océans Pacifique et Indien tropicaux. Un indicateur de ce gradient de pression est la différence de pression au niveau de la mer entre Tahiti (une île du Pacifique équatorial central, Fig. 21.26) et Darwin, Australie (Pacifique occidental). Cet indicateur (∆P = PTahiti – PDarwin) est appelé le Oscillation australe Indice (DONC JE).

Le SOI, représenté sur la figure 21.27b, varie de manière opposée (c'est-à-dire qu'il est négativement corrélé avec) l'indice El Niño (figure 21.27a). La raison de cette corrélation est que El Niño (EN) et l'oscillation australe (SO) sont, respectivement, les signaux océaniques et atmosphériques du même phénomène couplé, abrégé en ENSO.

Dans des conditions normales et de La Niña, la diminution d'est en ouest de la pression atmosphérique entraîne les alizés d'est, qui entraînent une grande partie des eaux chaudes de surface de l'océan vers le côté ouest du bassin du Pacifique (Fig. 21.28a). Les alizés font partie du Marcheur Circulation, qui comprend des courants ascendants nuageux et pluvieux sur l'anomalie chaude de SST dans le Pacifique tropical occidental, un flux de retour en altitude et des courants descendants secs de beau temps (« fair wx »). De fortes pluies peuvent tomber sur l'Australie. D'autres changements se font sentir partout dans le monde, notamment des hivers frais sur le nord de l'Amérique du Nord, avec des hivers plus secs et plus chauds sur le sud des États-Unis.

Pendant El Niño, ce gradient de pression s'effondre, provoquant l'arrêt des alizés et permettant aux eaux anormalement chaudes du Pacifique occidental de retourner dans le Pacifique oriental (Fig. 21.28c). Les orages et la pluie ont tendance à être plus forts dans la région de SST la plus chaude. Alors que l'anomalie SST se déplace vers l'est, des sécheresses (permettant des incendies de forêt) se produisent en Australie et de fortes pluies (provoquant des inondations et des glissements de terrain) se produisent au Pérou. D'autres changements se font sentir partout dans le monde, notamment des hivers chauds sur le nord de l'Amérique du Nord et des hivers frais et humides sur le sud de l'Amérique du Nord.

21.28 Les processus qui pilotent ENSO. (a) Les conditions de La Niña, où les remontées d'eau froide riches en nutriments au large des côtes du Pérou permettent une augmentation des populations de poissons. De plus, des remontées d'eau équatoriale fraîche près du Pacifique central. Alizés forts. (b) Conditions normales, avec des alizés modestes. (c) Les conditions d'El Niño, associées à une anomalie d'eau chaude dans le Pacifique oriental, et à un déclin des stocks de poissons dans cette région. H et L indiquent respectivement les centres de haute et basse pression atmosphérique.

La PDO est une variation sur 20 à 30 ans de la SST extratropicale (Fig. 21.27c) près de la côte américaine dans le Pacifique NE. Il a une phase chaude ou positive (c'est-à-dire chaude à l'endroit clé esquissé sur la figure 21.26) et une phase froide ou négative. Le signal PDO est trouvé en utilisant une méthode statistique appelée analyse des composants principaux (APC, aussi appelé analyse empirique de la fonction orthogonale, FEO; voir l'encadré INFO sur les trois pages suivantes.)

L'AOP affecte les conditions météorologiques dans le nord-ouest de l'Amérique du Nord jusqu'aux Grands Lacs, et affecte la production de saumon entre l'Alaska et le nord-ouest du Pacifique des États-Unis. Il existe un débat parmi les scientifiques pour savoir si le PDO est un artefact statistique associé au signal ENSO.

INFO • PCA et EOF

Analyse des composants principaux (APC) et Fonction orthogonale empirique (FEO) analyse sont deux noms pour la même procédure d'analyse statistique. Il s'agit d'une forme de réduction des données conçue pour démêler les modèles dominants qui se produisent naturellement dans les données. Comparez cela avec l'analyse de Fourier, qui projette les données sur des ondes sinusoïdales, que les données présentent naturellement ou non des motifs ondulés.

Vous pouvez utiliser une feuille de calcul pour la plupart des calculs, comme illustré ici avec un exemple artificiel.

1) Les données météorologiques à analyser

Supposons que vous ayez des mesures de la température de l'air T à partir de différents endroits au-dessus de l'océan Pacifique Nord. Bien que PCA fonctionne pour n'importe quel nombre d'emplacements, nous n'utiliserons que 4 emplacements pour plus de simplicité :

21.a. Emplacements pour les données météorologiques.

Ces 4 emplacements peuvent avoir des noms de lieux tels que quadrant nord-ouest, quadrant nord-est, etc., mais nous les indexerons par numéro : j = 1 à 4. Vous pouvez numéroter vos emplacements dans n'importe quel ordre.

Pour chaque emplacement, supposons que vous ayez une température moyenne annuelle pendant N = 10 ans, donc votre valeur brute des données d'entrée sur une feuille de calcul pourrait ressembler à ceci :

Ces données météorologiques sont tracées ci-dessous :

21.b. Graphiques de données brutes à chacun des 4 emplacements, où les nombres dans les cases indiquent l'indice j pour chaque ligne, et i = 1 à 10 ans.

En regardant ces données à l'œil, nous voyons que l'emplacement 2 a un signal fort. L'emplacement 4 varie quelque peu de la même manière que 2 (c'est-à-dire qu'il a une corrélation positive); l'emplacement 3 varie quelque peu à l'opposé (corrélation négative). L'emplacement 1 semble non corrélé avec les autres.

2) Calculs statistiques préliminaires

Ensuite, utilisez votre feuille de calcul pour trouver la température moyenne à chaque endroit (indiquée au bas du tableau précédent). Puis soustrayez la moyenne des températures individuelles aux mêmes endroits, pour faire une table de température anomalies T’ :

egin{align}T_{i}^{prime}=T_{i}-T_{a v g} ag{21.48}end{align}

[Vérifier : la moyenne de chaque colonne T' doit = ​​0.]

La covariance entre les variables A et B est :

egin{align}operatorname{covar}(A, B)=frac{1}{N} sum_{i=1}^{N} A_{i}^{prime} cdot B_{i} ^{prime} ag{21.49}end{align}

où covar(A,A) est la variance. Utilisez une feuille de calcul pour calculer un tableau de covariances, où T1 sont les températures à l'emplacement j=1, T2 sont à partir de l'emplacement 2, etc. :

Les nombres de ce tableau sont symétriques autour de la diagonale principale, vous devez donc calculer les covariances pour les cellules noires uniquement, puis copier les covariances appropriées dans les cellules grises.

Ce tableau s'appelle un matrice de covariance. Lorsque je l'ai fait dans une feuille de calcul, j'ai obtenu les valeurs ci-dessous :

Les valeurs soulignées le long de la diagonale principale sont les écarts. La somme de ces éléments diagonaux (appelés trace de la matrice) est une mesure de la total variance de nos données d'origine (= 14,05 °C2).

3) Plus de calculs statistiques

Ensuite, trouvez le valeurs propres et vecteurs propres de la matrice de covariance. Vous ne pouvez pas le faire dans la plupart des feuilles de calcul, mais d'autres programmes peuvent le faire pour vous.

J'ai utilisé un site Web : http://www.arndt-bruenner.de/mathe/scripts/engl_eigenwert2.htm où j'ai copié ma matrice de covariance dans la page Web et spécifié que les vecteurs propres ont une valeur absolue de 1. Cela a rendu le informations suivantes, que j'ai collées dans ma feuille de calcul. Sous chaque valeur propre se trouve le vecteur propre correspondant.

La somme de toutes les valeurs propres = 14,05 °C2 = le variance totale des données originales. Les vecteurs propres avec les plus grandes valeurs propres expliquent le plus de variance. Les vecteurs propres sont sans dimension.

4) Trouver les composants principaux

Ensuite, calculez le principal Composants (PC) — un pour chaque vecteur propre (événement). Le nombre de vecteurs propres (K = 4 dans notre cas) est égal au nombre d'emplacements (J = 4 dans notre cas).

Chaque PC sera une colonne de N nombres (i = 1 à 10 dans notre cas) dans notre tableur. Calculez chacun de ces N nombres dans votre feuille de calcul en utilisant :

egin{align}P C(k, i)=sum_{j=1}^{J}[e v e c t(k, j) cdot T(j, i)] ag{21.50}end{align}

Pour chaque variable (données T ; vecteurs propres ; PC) utilisée dans l'éq. (21.50), le premier index indique la colonne et le second indique la ligne.

À savoir:

  • k indique de quel PC il s'agit (k = 1 pour le premier PC, k = 2 pour le deuxième PC, jusqu'à k = 4 dans notre cas) et indique également le vecteur propre (événement).
  • i est l'indice d'observation (i = 1 à N, où N = 10 ans dans notre cas), et indique l'élément correspondant dans tout CP.
  • j est l'indice de la variable de données (1 pour le quadrant NW, etc.) et indique un élément dans chaque vecteur propre.

Par exemple, concentrez-vous sur le premier PC (c'est-à-dire, k = 1 ; la première colonne du tableau ci-dessous). La première ligne (i = 1) est calculée comme suit :

CP(1,1) = -0,049·0 + 0,749·3 -0,548,8 + 0,369·5 = -0,29

Pour la deuxième ligne (i = 2), c'est :

CP(1,2) = -0,049·4 + 0,749·7 -0,548·6 + 0,369·8 = 4,71

Chaque élément PC a les mêmes unités que les données d'origine (°C dans notre cas). Les PC résultants sont :

Chaque PC s'applique à l'ensemble des données, pas seulement à un emplacement. Ces PC, tracés ci-dessous, sont comme des données T alternatives :

21.c. PC, où i = 1 à 10 ans.

  • PC1 capture le modèle dominant qui est dans les données brutes pour les emplacements 2, 3 et 4. Ce 1st PC explique 8,946/14,05 = 63,7% de la variance totale originale.
  • PC2 capture l'oscillation qui se trouve dans les données brutes pour l'emplacement 1. Étant donné que l'emplacement 1 n'était pas corrélé avec les autres emplacements, il n'a pas pu être capturé par PC1 et avait donc besoin de son propre PC. Les deuxsd PC explique 4.118/14.05 = 29,3 % de la variance.
  • PC3 capture une tendance presque linéaire dans les données.
  • PC4 capture un décalage presque constant.

5) Synthèse

Maintenant que nous avons fini de calculer les PC, nous pouvons voir à quel point chaque PC explique les données d'origine. Soit Tk être une approximation des données d'origine, reconstruites en utilisant uniquement le ke composant principal unique. Une telle reconstruction est connue sous le nom de synthèse.

egin{align}T_{k}(j, i)=operatorname{evect}(k, j) cdot P C(k, i) ag{21.51}end{align}

en utilisant la même notation (colonne, ligne) que précédemment.

Pour k = 1 (le PC dominant), le T reconstruit1 les données sont :

21.d. Reconstitution de la température pour chaque lieu géographique j = 1 à 4 (chiffres encadrés), mais en utilisant uniquement le 1er PC. i = 1 à 10 ans.

Il est étonnant de constater à quel point un seul PC peut capturer l'essence (y compris les corrélations positives et négatives) des modèles de signal dans les données brutes.

Le motif spatial associé à PC1 peut être représenté sur une carte par les éléments du premier vecteur propre [à savoir, la première colonne de vecteur propre de la section (3) arbitrairement mise à l'échelle par 100 ici & arrondi] :

21.e. Modèle géographique d'influence de PC1.

6) Interprétation :

Un motif dominant dans le quadrant NE s'étend sous une forme diminuée au quadrant SE, le quadrant SW variant de manière opposée. Mais ce schéma n'est pas très présent dans le quadrant NW. Des cartes similaires peuvent être créées pour les autres vecteurs propres. Lorsque les données de plus de 4 stations sont utilisées, vous pouvez contourner les données de vecteur propre lorsqu'elles sont tracées sur une carte.

Éq. (21.51) peut également être utilisé pour reconstruire partiellement les données en se basant uniquement sur PC2 (c'est-à-dire, k = 2). Comme le montre la figure 21.f, vous ne serez pas surpris de constater qu'il capture presque complètement le signal dans le quadrant NW (j = 1), mais n'explique pas grand-chose dans les autres régions.

21.f. Similaire à la Fig. 21.d, mais en utilisant uniquement PC2.

Tracer les éléments du 2sd vecteur propre (de la section 3 ; mis à l'échelle par 100 et arrondi) sur une carte à leurs emplacements géographiques :

21.g. Modèle géographique d'influence de PC2.

7) Réduction des données

Supposons que vous calculiez des graphiques similaires aux Figs. 21.d & 21.f pour les autres PC, puis ajoutez toutes les courbes d'emplacement 1 de chaque PC. De même, ajoutez toutes les courbes de l'emplacement 2 ensemble, etc. Le résultat serait à la perfection synthétiser les données d'origine comme indiqué sur la figure 21.a. Bien que les 2 derniers PC n'expliquent pas grand-chose variance (fluctuations des données brutes), elles sont importantes pour signifier valeurs de température.

Mais que se passe-t-il si vous synthétisez les données de température avec seulement le 2 premiers PC (voir graphique ci-dessous). Ces 2 premiers PC expliquent 93% de la variance totale. En effet, le graphique ci-dessous capture la plupart des variations des signaux d'origine de la figure 21.a, y compris les corrélations positives, négatives et proches de zéro. Ceci permet Réduction de donnée: Nous pouvons utiliser uniquement les 2 PC dominants pour expliquer la plupart des signaux, au lieu d'utiliser les 4 colonnes de données brutes.

21.h. Reconstruction de la température en utilisant uniquement les 2 premiers PC.

8) Conclusion

Pour notre petit ensemble de données, la réduction des données peut sembler peu importante, mais pour des ensembles de données plus volumineux avec des centaines de points géographiques, cela peut être un moyen important de trouver des modèles dominants dans les données bruitées et de décrire ces modèles efficacement. Pour cette raison, PCA/EOF est valorisé par les climatologues.

Dans le chapitre Circulation générale (Fig. 11.31), nous avons identifié un anticyclone d'Islande et un anticyclone des Açores (ou des Bermudes) sur la carte de la pression moyenne au niveau de la mer (SLP). Le NAO est une variation de la force de la différence de pression entre ces deux centres de pression (Fig. 21.26).

Des différences plus importantes (appelées phase positive de la NAO) correspondent à des gradients de pression nord-sud plus forts qui entraînent des vents d'ouest plus forts dans l'Atlantique Nord, provoquant l'orientation des cyclones des latitudes moyennes et des précipitations associées vers le nord de l'Europe. Des différences plus faibles (phase négative) provoquent des vents d'ouest plus faibles qui ont tendance à pousser les cyclones extratropicaux vers le sud de l'Europe.

Un indice NAO est défini comme ∆P* = P*Açores – P*Islande, où P* = (P – Pgrimper)/σP est une pression normalisée qui mesure le nombre d'écarts-types (σP) la pression est de la moyenne (Pgrimper).La moyenne hivernale (décembre à mars) est souvent la plus pertinente pour les tempêtes hivernales en Europe, comme le montre la figure 21.27d.

L'AO est également connu sous le nom de Mode Annulaire Nord (NAM). Il est basé sur le principal mode PCA pour la pression au niveau de la mer (SLP) dans l'hémisphère N et varie sur des périodes allant de quelques semaines à plusieurs décennies. 21.27e montre les moyennes hivernales (janvier-mars).

Il compare l'anomalie SLP moyenne sur l'ensemble de l'Arctique avec une anomalie de pression moyenne autour de la bande de latitude 37 à 45°N. Ainsi, le motif AO est zonal, comme une cible centrée sur le pôle N (Fig. 21.26). Vous pouvez considérer le NAO comme une partie régionale de l'AO.

Bien que l'AO soit mesurée par SLP, elle agit sur toute la profondeur troposphérique, et est associée à la Vortex polaire (une ceinture de mi-troposphère à travers des vents d'ouest de la basse stratosphère encerclant le pôle au-dessus du front polaire). La phase chaude positive à indice élevé correspond à une plus grande différence de SLP entre les latitudes moyennes et le pôle Nord. Ceci est corrélé avec des vents d'ouest plus rapides, des conditions plus chaudes et humides en Europe du Nord, des hivers plus chauds et plus secs en Europe du Sud et des hivers plus chauds en Amérique du Nord. La phase froide négative, à faible indice, a un gradient SLP et des vents plus faibles, et des modèles de précipitations et de température opposés.

Le MJO est une variation de 45 jours (±15 jours) entre les précipitations convectives renforcées et réduites (CB) sous les tropiques. C'est le résultat d'une région de convection renforcée (esquissée comme l'ovale ombré d'orange dans la Fig. 21.26) qui se propage vers l'est à environ 5 à 10 m s–1.

La région de convection tropicale renforcée se compose d'orages, de pluie, de hauts sommets de nuages ​​​​enclume (froids, tels que vus par les satellites), d'anomalies SLP basses, de vents U (zonaux) convergents dans la couche limite et de vents U divergents en altitude. Le MJO peut améliorer l'activité des cyclones tropicaux et des pluies de mousson. En dehors de cette région, il y a une convection réduite, un ciel plus clair, un air qui s'affaisse, moins ou pas de précipitations, des vents U divergents dans la couche limite, des vents U convergents en altitude et une activité réduite des cyclones tropicaux.

Les régions convectives sont les plus fortes là où elles se forment au-dessus de l'océan Indien et lorsqu'elles se déplacent vers l'est sur l'océan Pacifique occidental et central. Au moment où ils atteignent le Pacifique oriental et les océans Atlantique, ils sont généralement diminués, bien qu'ils puissent encore avoir des effets observables.

Par exemple, lorsque la région orageuse approche d'Hawaï, l'écoulement de la tempête humide peut fusionner avec une branche sud du courant-jet pour alimenter une humidité abondante vers le nord-ouest du Pacifique des États-Unis et le sud-ouest du Canada. Ce rivière atmosphérique de l'air humide est connu sous le nom de Ananas Express, et peut provoquer de fortes pluies, des inondations et des glissements de terrain en raison du soulèvement orographique de l'air humide au-dessus des montagnes côtières (voir le chapitre sur les cyclones extratropicaux).

Une méthode d'analyse utile pour détecter le MJO et d'autres phénomènes de propagation consiste à tracer les variables clés sur un Diagramme de Hovmöller (voir encadré INFO). Les caractéristiques météorologiques se propageant vers l'est s'inclineraient vers la droite dans un tel diagramme. Ceux qui se déplacent vers l'ouest s'inclinent vers la gauche. La pente de l'inclinaison indique la vitesse de propagation zonale.

D'autres oscillations climatiques ont été découvertes :

  • Oscillation Antarctique (AAO, également connu sous le nom de Mode annulaire sud (SAM) dans S. Hem. SLP (esquissée dans la Fig. 2 - Variation sur 7 ans.
  • Anomalie du dipôle arctique (ADA), variation de 2 à 7 ans avec une SLP élevée sur le nord du Canada et une faible SLP sur l'Eurasie.
  • Oscillation multi-décennale atlantique (OMA), variations de 30 à 40 ans de la SST au-dessus de l'Atlantique Nord.
  • Dipôle de l'océan Indien (IOD), oscillation de 7,5 ans entre l'anomalie de SST chaude à l'est et à l'ouest dans l'océan Indien.
  • Oscillation Pacifique interdécennale (IDPO ou alors introduction en bourse) pour la SST dans les extratropiques des hémisphères N et S. Périodes de 15-30 ans.
  • Modèle nord-américain du Pacifique (ANP) en SLP et en hauteurs géopotentielles de 50 kPa.
  • Oscillation quasi-biennale (QBO) dans les vents zonaux équatoriaux stratosphériques.
  • Oscillation quasi-décennale (QDO) dans les SST tropicales, avec des périodes de 8 à 12 ans.

D'autres variations climatiques peuvent également exister.


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Tous les articles publiés par MDPI sont rendus immédiatement disponibles dans le monde entier sous une licence en libre accès. Aucune autorisation particulière n'est requise pour réutiliser tout ou partie de l'article publié par MDPI, y compris les figures et les tableaux. Pour les articles publiés sous licence Creative Common CC BY en libre accès, toute partie de l'article peut être réutilisée sans autorisation à condition que l'article original soit clairement cité.

Les articles de fond représentent la recherche la plus avancée avec un potentiel important d'impact élevé dans le domaine. Les articles de fond sont soumis sur invitation individuelle ou sur recommandation des éditeurs scientifiques et font l'objet d'un examen par les pairs avant leur publication.

L'article de fond peut être soit un article de recherche original, une nouvelle étude de recherche substantielle qui implique souvent plusieurs techniques ou approches, ou un article de synthèse complet avec des mises à jour concises et précises sur les derniers progrès dans le domaine qui passe systématiquement en revue les avancées les plus passionnantes dans le domaine scientifique. Littérature. Ce type d'article donne un aperçu des orientations futures de la recherche ou des applications possibles.

Les articles du Choix de l'éditeur sont basés sur les recommandations des éditeurs scientifiques des revues MDPI du monde entier. Les rédacteurs en chef sélectionnent un petit nombre d'articles récemment publiés dans la revue qui, selon eux, seront particulièrement intéressants pour les auteurs ou importants dans ce domaine. L'objectif est de fournir un aperçu de certains des travaux les plus passionnants publiés dans les différents domaines de recherche de la revue.


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Restauration des ondes à double dynamo pour les cent derniers millénaires

Comme nous l'avons montré précédemment 5,6, la courbe récapitulative résultante des deux ondes magnétiques détectées avec PCA peut être utilisée pour la prédiction d'une activité solaire généralement associée aux nombres moyens de taches solaires 5,6. Explorons cette courbe récapitulative 6 , en tant qu'approximation de l'activité solaire sur une plus grande échelle de temps de cent millénaires.

Dans la Fig. 1, nous présentons 3000 ans de la courbe récapitulative (courbe du haut, courbe bleue) calculée à rebours à partir de la date actuelle, sur laquelle nous avons superposé le graphique de l'activité solaire/irradiance restaurée dérivée par Solanki 27,28 (tracé du haut, rouge courbe). La courbe d'irradiance solaire avant le 17 siècle a été restaurée à partir des abondances de l'isotope de carbone Δ 14 C dans la biomasse terrestre fusionnées au 17 siècle jusqu'à nos jours avec la courbe d'activité solaire dérivée des nombres de taches solaires observés.

On peut noter qu'en de nombreuses occasions, la courbe récapitulative tracée en arrière pour 3000 ans sur la figure 1 révèle une ressemblance remarquable avec les taches solaires et l'activité terrestre rapportées pour ces 3000 ans à partir de la datation isotopique du carbone 27 . La courbe récapitulative montre avec précision le grand minimum récent (minimum de Maunder) (1645-1715), les autres grands minima : minimum de loup (1300-1350), minimum d'Oort (1000-1050), minimum d'Homère (800-900 av. Période chaude médiévale (900-1200), la période chaude romaine (400-150 avant JC) et ainsi de suite. Ces grands minima et grands maxima révèlent la présence d'un grand cycle d'activité solaire d'une durée d'environ 350 à 400 ans, similaire aux cycles à court terme détectés dans la glace de l'Antarctique 25,26. Les cycles 11/22 et 370-400 ans ont également été confirmés dans d'autres planètes par l'analyse spectrale des oscillations solaires et planétaires 29,30. Le prochain grand minimum moderne d'activité solaire est à nos portes en 2020-2055 6 .

Zharkova et al. 6 a souligné que les grands cycles plus longs ont un plus grand nombre de cycles réguliers de 11 ans à l'intérieur de l'enveloppe d'un grand cycle, mais leurs amplitudes sont plus faibles que dans les grands cycles plus courts. Cela signifie qu'il existe des modulations significatives des fréquences des ondes magnétiques générées pour différents grands cycles dans ces deux couches : une couche plus profonde près du fond de la zone convective solaire (SCZ) et une couche peu profonde près de la surface solaire dont les conditions physiques dérivent le fréquences et amplitudes des ondes dynamo. Plus la différence entre ces fréquences est grande, plus le nombre de cycles réguliers de 22 ans à l'intérieur du grand cycle est petit et plus leurs amplitudes sont élevées. Plus tard Popovaet al. 21 ont également montré que l'activité solaire réduite pendant le minimum de Dalton (1790-1820), qui était faiblement présente dans la courbe récapitulative pour les sources dipolaires 6 , est reproduite beaucoup plus près des observations de l'activité solaire moyenne en considérant les quadruples composantes de la ondes, les deux prochains vecteurs propres obtenus avec PCA 4 , produits par des sources magnétiques quadruples.

De plus, sur la figure 1 (tracé du bas), nous présentons la courbe récapitulative simulée sur 100 000 ans en arrière (ligne bleue), sur laquelle nous avons sur-tracé la courbe de base moyenne (courbe rouge) filtrant les grandes oscillations cycliques avec un filtre moyen de 25 mille ans. Ce graphique révèle les oscillations de base d'environ 40 000 (quarante mille) ans (voir la fonction périodique apparaissant entre 20 K et 60 K ans dans le graphique du bas). Il s'agit probablement des oscillations causées par l'inclinaison de l'axe terrestre (obliquité) 22,23, par ex. par précession de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport aux étoiles fixes 23 , ou les variations de l'inclinaison de l'axe terrestre entre 22,1° et 24,5° (l'inclinaison actuelle est de 23,44°). Cet effet d'obliquité de la Terre est incorporé dans la courbe récapitulative que nous dérivons des observations magnétiques solaires. Cela indique que les mesures d'un champ magnétique du Soleil depuis la Terre, ou depuis les satellites sur l'orbite proche de la Terre, contiennent aussi les effets orbitaux de la rotation de la Terre autour du Soleil et de tout autre mouvement du Soleil lui-même, qui nous avons l'intention d'explorer davantage dans les sections ci-dessous.

Détection des oscillations de base du champ magnétique solaire

Dans la Fig. 2, nous présentons 20 000 ans de la courbe récapitulative (entre 70 et 90 000 ans en arrière), dans laquelle, en plus des grands cycles de 350 à 400 ans d'activité solaire, il y a aussi des indications de super-grand cycles marqués par les lignes verticales (le graphique du haut). En comparant sur la figure 2 (graphique du haut) les caractéristiques semi-similaires (entre les lignes verticales) des cinq grands cycles répétés du total avec une durée d'environ 2000 à 2100 ans, on peut voir une similitude frappante des formes de ces 5 grands cycles, qui se répètent environ 9 (neuf) fois au cours des 20 000 ans.

Graphique du haut : la courbe récapitulative de deux ondes de champ magnétique, ou PC, calculées dix mille ans en arrière à partir de l'heure actuelle. Les lignes verticales définissent les modèles similaires dans cinq grands cycles répétés tous les 2000 à 2100 ans (un super-grand cycle). Graphique du bas : les oscillations de la courbe récapitulative (ligne cyan) calculées à rebours de 70 K à 90 K ans surplombées par les oscillations d'une ligne de base de champ magnétique, ou sa ligne zéro (ligne bleu foncé) avec une période d'environ 1950 ± 95 ans . Les oscillations de la ligne de base sont obtenues avec un filtre courant moyen de 1000 ans à partir de la courbe récapitulative supprimant les oscillations cycliques à grande échelle. L'axe Y de gauche montre l'échelle des variations du champ magnétique de base, tandis que l'axe Y de droite présente l'échelle des variations de la courbe récapitulative.

Afin de comprendre la nature de ces super-grandes oscillations et de dériver la fréquence/période exacte de ce super-grand cycle, filtrons les grandes oscillations des cycles solaires de 11/22 ans avec le filtre de moyenne mobile (1000 ans). Les oscillations de base résultantes sont représentées par une courbe bleu foncé sur la figure 2 (tracé du bas) sur-tracée sur la courbe récapitulative (courbe bleu clair) tirée de la courbe récapitulative calculée en arrière entre 90 et 70 mille ans. A titre de comparaison, l'axe Y de gauche donne la plage de variations de la courbe de base (−10, 10) tandis que l'axe Y de droite produit la même chose pour la courbe récapitulative (−500, 500). Les variations de la ligne de base sont, en fait, les variations de la ligne zéro de la courbe récapitulative, qui sont trop faibles pour être observées sur cette courbe sans filtrer les oscillations à grande échelle de cycles de 11 ans.

Il est évident que la ligne bleu foncé de la figure 2 (graphique du bas) montre des oscillations beaucoup plus petites (50 fois) de la ligne de base du champ magnétique avec une période de plusieurs années, qui est incorporée dans les mesures de champ magnétique de la courbe récapitulative (lumière courbe bleue). Les oscillations de base montrent une période très stable de 2000 à 2100 ans se produisant pendant toute la durée des simulations de 120 mille ans, pour laquelle la courbe récapitulative a été calculée. Cela signifie que cette oscillation du champ magnétique de base doit être induite par un processus assez stable à l'intérieur ou à l'extérieur du Soleil. Cette période d'oscillation de base est très proche de la période de 2100 à 2400 ans rapportée par les autres observations du Soleil et des planètes 29,30,31 .

Pour comprendre la nature de ces oscillations, nous avons décidé de comparer ces oscillations avec la courbe d'irradiance solaire dérivée pour les 10000 dernières années par Solanki, Krivova et al. 27,28 tel que présenté pour 3000 ans dans la Fig. 1 (tracé du haut, courbe rouge). Sur la figure 3, la courbe d'irradiance de Krivova et Solanki 27,28 a été tracée pour les grands cycles actuels et passés comme suit : la courbe récapitulative du champ magnétique (ligne bleu clair), les oscillations de la ligne de base (ligne bleu foncé) et l'irradiance solaire restaurée 27,28 (ligne magenta), qui a été légèrement réduite en amplitude dans les années 0-1400, afin de ne pas masquer les oscillations de la ligne de base. Le rectangle sombre indique la position du minimum de Maunder (MM) coïncidant avec le minimum de la courbe de base actuelle et le minimum d'irradiance solaire. Après le MM, la courbe de base est montrée en croissance pour les 1000 prochaines années (par exemple jusqu'à 2600). Au cours des années en cours, la courbe d'irradiance solaire 27,28 suit cette croissance de la ligne de base (avec un coefficient de corrélation d'environ 0,68).

Graphique du haut : vue rapprochée des oscillations du champ magnétique de base (courbe bleu foncé) au cours des millénaires actuels et passés avec un minimum se produisant pendant le minimum de Maunder (MM). La courbe d'irradiance (ligne magenta) présentée par Krivova et Solanki 27,28 superposée sur la courbe récapitulative du champ magnétique (courbe bleu clair) 6 . Notez que la courbe d'irradiance est légèrement réduite en amplitude dans les années 0-1400 pour éviter les courbes désordonnées. Le rectangle sombre indique la position de MM coïncidant avec le minimum de la courbe de base actuelle et le minimum de l'irradiance solaire 27,28. L'échelle des variations de la ligne de base est indiquée sur le côté gauche de l'axe Y, l'échelle de la courbe récapitulative - sur le côté droit. Graphique du bas : variations de la température de la Terre au cours des 140 dernières années dérivées par Akasofu 26 avec la ligne noire continue montrant l'augmentation de base de la température, les zones bleues et rouges montrent les oscillations naturelles de cette température causées par des causes terrestres combinées et l'activité solaire. L'augmentation de la température terrestre est définie par 0,5 °C tous les 100 ans 26 .

Pour plus d'informations, nous présentons sur la figure 3 (graphique du bas) les variations de la température de la Terre au cours des 140 dernières années telles que dérivées par Akasofu 26 avec la ligne noire continue montrant l'augmentation de la température de base, les zones bleues et rouges montrent des oscillations naturelles de cette température causée par des causes terrestres combinées et l'activité solaire. La tendance dérivée par Akasofu 26 montre l'augmentation de la température terrestre de 0,5 °C tous les 100 ans. Cette croissance de la température devrait également se poursuivre au cours des 600 prochaines années jusqu'en 2600. Bien que, si elle suit la courbe de référence, cette croissance ne pourrait pas être linéaire comme c'était le cas lors des premières années illustrées dans la courbe d'Akasofu 26 mais aura une certaine saturation plus proche au maximum comme toutes les fonctions périodiques (sinus ou cosinus) ont normalement.

Liens des oscillations de la ligne de base avec le mouvement inertiel solaire (SIM)

Les composantes principales et leur courbe récapitulative ont été détectées à partir des oscillations du champ magnétique solaire produit dans le Soleil. Une grande partie de ces oscillations liées au cycle solaire de 11 ans et au grand cycle de 350 à 400 ans sont bien expliquées par les ondes dynamo solaires générées par les sources magnétiques dipolaires dans les couches interne et externe 6 . Ils peuvent expliquer les oscillations du champ magnétique avec un grand cycle par les effets de battement des deux ondes générées par ces deux couches. Cependant, il est assez difficile de trouver un mécanisme dans l'intérieur solaire qui puisse expliquer des oscillations beaucoup plus faibles et plus longues de la ligne de base du champ magnétique. Par conséquent, nous devons rechercher des raisons externes à ces oscillations.

Kuklin 32 a d'abord suggéré que l'activité solaire sur une plus longue échelle de temps peut être affectée par le mouvement des grandes planètes du système solaire. Cette suggestion a ensuite été développée par Fairbridge 31 , Charvatova 33 et Palus 34 qui ont découvert que le Soleil, en tant qu'étoile centrale du système solaire, est sujet au mouvement inertiel autour du barycentre du système solaire induit par les mouvements de l'autre planètes (principalement de grandes planètes, par exemple Neptune, Jupiter et Saturne).

Le mouvement inertiel solaire (SIM) est le mouvement du Soleil autour de ce barycentre du système solaire, comme le montre la figure 4 reproduite à partir de l'article de Richard Mackey 35 . Voici trois orbites complètes du Soleil, chacune prenant environ 179 ans. Chaque orbite solaire comprend environ huit cycles solaires de 22 ans 35 . La durée totale indiquée sur la figure 4 est donc de trois cycles solaires de 179 ans 31 , pendant environ 550 à 600 ans. Le Soleil tourne autour du barycentre du système solaire à l'intérieur du cercle d'un diamètre d'environ Δ = 4,3Rsoleil, ou = 29 910 km, où Rsoleil est un rayon solaire.Ce dessin schématique illustre les changements soudains du mouvement inertiel solaire (SIM) lorsque le Soleil se déplace sur une orbite en forme d'épitrochiode autour du centre de masse du système solaire.

Graphique de gauche : l'exemple des trajectoires SIM du Soleil autour du barycentre calculées de 1950 à 2100 34 . Tracé de droite : le cône des orbites SIM en expansion du Soleil 35 avec le haut montrant des projections d'orbites 2D similaires au tracé de gauche. Ici, il y a trois orbites SIM complètes du Soleil, chacune prenant environ 179 ans. Chaque orbite solaire comprend environ huit cycles solaires de 22 ans 35 . La durée totale est donc de trois cycles solaires de 179 ans 31 , soit environ 600 ans. Source : Adapté de Mackey 35 . Reproduit avec la permission de la Coastal Education and Research Foundation, Inc.

Le SIM a des orbites très complexes induites par les positions triples des grandes planètes obtenues pour différentes configurations de planètes, changeant approximativement en 370 ans, comme indiqué par Charvatova 33 . Elle a également affirmé qu'il existe une période plus longue de 2100 à 2400 ans liée au cycle complet des positions des planètes dans leur rotation autour du Soleil 36 (voir Fig. 5 de l'article de Charvatova). Étant donné que le SIM se produit pour le Soleil observé depuis la Terre, nous pensons que seul le SIM peut définir les faibles oscillations de la ligne de base du champ magnétique solaire rapportées ci-dessus.

Présentation schématique du mouvement inertiel solaire (SIM) autour du barycentre du système solaire défini par les forces gravitationnelles des grandes planètes dans le plan de l'écliptique (le plan supérieur de la Fig. 4) pour différents intervalles de temps indiqués en haut de chaque sous -figure (reproduit de Charvatova 36 . L'emplacement du Soleil à la fin de la période est indiqué par les cercles jaunes. La rangée du haut représente le SIM ordonné affecté par les positions symétriques des grandes planètes par rapport au Soleil, tandis que la rangée du bas montre le SIM désorganisé avec des positions plus aléatoires des grandes planètes.

Bien que, contrairement à Fairbridge 31 et Charvatova 33, nous ne proposons pas un remplacement du rôle de la dynamo solaire dans l'activité solaire par les effets des grandes planètes, ou le mouvement inertiel solaire. Ce remplacement serait très irréaliste du point de vue énergétique 37 car les effets de marée des planètes sont incapables de provoquer un effet direct sur la génération d'ondes dynamo dans le fond de la zone convective solaire (SCZ).

Cependant, à la lumière des effets de double dynamo récemment découverts dans l'intérieur solaire 6, les planètes peuvent sûrement perturber les propriétés de l'intérieur solaire régissant la dynamo solaire dans la couche externe, telles que la rotation différentielle solaire, ou effet , régissant la migration d'un flux magnétique à travers la couche externe jusqu'à sa surface, et ceux de α effet, qui peut changer la vitesse de la circulation méridienne. Cela conduit aux ondes dynamo dans cette couche externe avec une fréquence légèrement différente de celle de la couche interne, et donc aux effets de battement causés par l'interférence de ces deux ondes et aux grands cycles discutés ci-dessus 6 .

Bien que, Abreu et al. 38 ont suggéré que les forces de marée des grandes planètes peuvent exciter les ondes de gravité au niveau de la tachocline, qui peuvent se propager à la surface équilibrée par la flottabilité de l'intérieur solaire 39,40 et insérer un couple de marée net dans la petite région entre la tachocline et la zone radiative. Dans le même temps, la forme de la tachocline a été déduite des observations héliosismiques à géométrie allongée pour montrer l'ellipticité 1000 fois plus élevée qu'au niveau photosphérique 41 .

En utilisant cette découverte, Abreu et al. 38 ont suggéré qu'un éventuel couple planétaire peut apparaître à partir de la tachocline non sphérique et moduler les propriétés des ondes dynamo qui y sont générées (Abreu et al., 2012). Les auteurs ont utilisé soit 10 Être ou 14 C les taux de production d'isotopes des proxys terrestres pour dériver les différentes périodes d'activité solaire et terrestre à l'aide d'une analyse par ondelettes et trouvé les périodes proches de 370 et 2100 ans rapportées ci-dessus. Bien que les périodes de cette activité trouvées par Abreu et al. 38 ont ensuite été contestés par Cameron et Shussler 42 , qui ont soutenu que ces périodes d'activité sont aléatoires et n'ont pas de véritable force causale. Ce dialogue a démontré que l'absence de données solaires à long terme était l'obstacle à la détection précise de périodes plus courtes de l'activité solaire-terrestre.

Cependant, une détection avec PCA du champ magnétique de fond solaire 4,6 et les observations héliosismiques HMI 8 de deux couches dans l'intérieur solaire avec des directions et des vitesses différentes de circulation méridienne où deux ondes dynamo peuvent être générées soit par le dipôle 6 soit par le dipôle plus Le quadruple 21 sources magnétiques lève ces exigences plutôt rigides pour que le couple planétaire agisse très profondément à l'intérieur du Soleil au niveau de sa tachocline. Au lieu de cela, le couple planétaire peut affecter différemment la flottabilité et la rotation différentielle de la zone convective dans les couches externes dans les deux hémisphères, produisant ainsi là-bas assez différent α- et des effets et différentes vitesses de circulation méridienne par rapport à celles de la couche interne près du bas de la tachocline.

Ces paramètres, à leur tour, sont susceptibles d'être les contributeurs effectifs régissant les fréquences et les phases des ondes dynamo dans la couche externe, produisant ainsi les fréquences de battement résultantes obtenues à partir de l'onde récapitulative causée par ces deux interférences d'ondes.

Effets du SIM sur une température dans les hémisphères terrestres

Il a été indiqué par Shirley et al. 43 que l'irradiance solaire causée par SIM peut être augmentée jusqu'à 3,5 % au point le plus proche de la Terre et diminuée du même montant au point le plus éloigné. Et ces points les plus proches et les plus éloignés varient dans le temps de l'aphélie (solstice d'été) au périhélie (solstice d'hiver) avec une période d'environ 2100 à 2400 ans 36 .

Afin de comprendre comment ce mouvement SIM affecterait l'irradiance solaire sur l'orbite terrestre, regardons le dessin du mouvement de la Terre autour du Soleil (Fig. 6) 44,45 . Si le Soleil était stationnaire et situé au foyer de l'orbite terrestre, alors l'irradiance solaire et, par conséquent, les saisons sur la Terre sont définies par la position de notre planète sur l'orbite autour du Soleil. Dans l'aphélie (1,53 × 10 8 km du foyer où se trouve le Soleil, du 21 au 24 juin, position 1, il y a un été dans l'hémisphère Nord et un hiver dans l'hémisphère Sud. Alors que dans le périhélie (1,47 × 10 8 km du foyer de l'orbite terrestre, du 21 au 24 décembre, position 2, il y a un été dans l'hémisphère sud et un hiver dans l'hémisphère nord. Les saisons sont causées par l'augmentation ou la réduction de l'irradiance solaire causée, à son tour, par l'inclinaison de l'axe de la Terre vers ou depuis le Soleil.

L'orbite terrestre schématique autour du Soleil 48 (montrée pas à l'échelle réelle du Soleil et de la Terre) avec l'indication de l'irradiance solaire à différentes phases de l'orbite 44,45 . Les flèches venant du centre du Soleil dans deux directions perpendiculaires sont l'axe symbolique du mouvement orbital de la Terre : la verticale est plus courte et l'horizontale est légèrement plus longue en fonction de l'excentricité de l'orbite terrestre. Les autres flèches en arc sont également symboliques indiquant le sens de rotation de la Terre autour du Soleil (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre). L'axe de la Terre est représenté par les fines lignes provenant des pôles Nord et Sud, les parties sombres du disque terrestre montrent la nuit et les bleues montrent le jour. Les latitudes de la Terre sont indiquées par les lignes claires sur le disque, tandis que l'angle actuel d'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport à la perpendiculaire à l'écliptique est indiqué au solstice d'hiver (le disque de droite).

Puisque le Soleil se déplace autour du barycentre du système solaire, cela implique qu'il se déplace également autour du foyer principal de l'orbite terrestre en se rapprochant soit de son périhélie, soit de son aphélie. Si la Terre tourne autour du Soleil sans être perturbée par le mouvement inertiel, les distances à son périhélie seront de 1,47 × 10 8 km et à l'aphélie de 1,52 × 10 8 km. Le mouvement inertiel solaire signifie pour la Terre que la distance entre le Soleil et la Terre doit changer de manière significative (jusqu'à 0,02 d'au) aux positions extrêmes de SIM, de même que l'irradiance solaire moyenne, qui est inversement proportionnelle au carré distance entre le Soleil et la Terre.

Si pendant SIM le Soleil se rapproche du périhélie et de l'équinoxe de printemps (positions 2), augmentant ainsi l'excentricité de l'orbite terrestre, la distance entre le Soleil et la Terre sera la plus courte au périhélie approchant environ 1,44 × 10 8 km tandis qu'à l'aphélie elle sera la plus courte augmenter à 1,55 × 10 8 km. Cela signifie qu'à ces moments-là, la Terre recevrait un rayonnement solaire plus élevé que d'habitude (ce qui peut conduire à des températures terrestres plus élevées) 26,43,44 , tout en approchant de son périhélie pendant son hiver et son printemps (hivers et printemps plus chauds dans l'hémisphère nord et étés et automnes dans le Sud). Dans le même temps, lorsque la Terre se déplace vers son aphélie, la distance entre la Terre et le Soleil augmente en raison du SIM, ce qui entraîne une réduction de l'irradiance solaire pendant l'été et l'automne dans les hémisphères nord et hiver/printemps dans les hémisphères sud. Ce scénario avec l'irradiance solaire et la température terrestre était susceptible de se produire au cours du millénaire précédant le minimum de Maunder.

Si le Soleil se déplace dans son SIM plus près de l'aphélie de la Terre (position 1), diminuant l'excentricité de l'orbite terrestre et de l'équinoxe d'automne comme cela se produit dans le millénaire actuel à partir du minimum de Maunder, alors la distance entre le Soleil et la Terre à l'aphélie deviendra plus courte approchant 1,49 × 10 8 km pendant l'été dans l'hémisphère Nord et l'hiver dans les hémisphères Sud, et plus longue au périhélie approchant 1,50 × 10 8 , ou pendant un hiver dans l'hémisphère Nord et l'été dans les hémisphères Sud. Par conséquent, à cette position SIM du Soleil, la Terre en aphélie devrait recevoir un rayonnement solaire (et une température) plus élevé 43,44 pendant les étés de l'hémisphère nord et les hivers de l'hémisphère sud. Lorsque la Terre se déplacera vers son périhélie, la distance au Soleil deviendra plus longue et ainsi, l'irradiance solaire deviendra plus faible, ce qui entraînera des hivers plus froids dans l'hémisphère nord et des étés plus froids dans l'hémisphère sud. C'est ce qui se passe dans la température terrestre dans le millénaire actuel à partir du minimum de Maunder et jusqu'à ≈2600.

Par conséquent, il est évident que les oscillations du mouvement inertiel solaire autour du barycentre du système solaire devraient produire les variations très différentes de l'irradiance solaire dans chaque hémisphère de la Terre à des saisons différentes. Ces variations se produisent en plus de toutes les autres variations de l'irradiance solaire causées par des variations plus importantes de l'activité solaire elle-même causées par l'action de la dynamo solaire. De plus, Dikpati et al. 46 a montré que dans certaines conditions le champ magnétique peut être conservé par la machine à dynamo en dessous de la zone convective solaire 46 qui peut potentiellement contribuer à l'augmentation du champ magnétique de base en amenant ce champ conservé vers le haut par le SIM. Actuellement, le système solaire est en phase SIM lorsque le Soleil se dirige vers l'aphélie (position 1). On s'attend à ce que cela conduise à une augmentation constante pendant encore 600 ans du champ magnétique de base et, par conséquent, de la température estivale dans l'hémisphère nord et de la température hivernale dans l'hémisphère sud et une diminution de la température hivernale dans l'hémisphère nord et de la température estivale dans l'hémisphère nord. hémisphères sud.

L'augmentation de l'irradiance solaire à ces moments devrait conduire à l'augmentation de la température terrestre 43,44 dans l'hémisphère Nord où se trouvent la plupart des observatoires solaires mesurant la température terrestre. Depuis Akasofu 26, le taux d'augmentation de la température au cours des siècles passés était d'environ 0,5 °C par 100 ans (voir Fig. 3, graphique du bas). Par conséquent, avec une extrapolation très prudente de cette température dans les six prochains siècles, suivant la parabole de l'onde de base causée par SIM, nous nous attendons à une augmentation de la température terrestre dans l'hémisphère Nord par rapport à la magnitude actuelle d'environ 2,5 °C ou légèrement plus. . Cette augmentation est causée uniquement par la rotation du Soleil autour du barycentre du système solaire, comme le montre la figure 3, graphique du haut. Étant donné que ces variations de température se sont déjà produites sur la Terre plusieurs milliers de fois dans le passé, on s'attend à ce que le système Terre-Soleil gère cette augmentation de la manière habituelle. Bien sûr, toute contribution induite par l'homme peut rendre cette augmentation plus imprévisible et difficile à gérer si elle annule les effets sur la température induite par le Soleil.

Nous devons souligner qu'il y aura toujours, bien sûr, les oscillations habituelles du champ magnétique et de la température causées par les cycles d'activité solaire standard de 11 et 350-400 ans, comme indiqué avant 6, se produisant en plus de ces oscillations de base causées par SIM. En conséquence, l'irradiance solaire et la température terrestre devraient osciller autour de cette ligne de base pour les 600 prochaines années tout en augmentant pendant les maxima des cycles solaires de 11 ans et 350 ans et en diminuant pendant leurs minima, de la même manière que les variations naturelles de température oscillant autour de la température. ligne de base représentée par une ligne noire dans le graphique d'Akasofu 26 (voir Fig. 3, graphique du bas et Fig. 9 26 d'Akasofu). Cependant, au cours des deux prochains grands minima solaires, qui devraient se produire en 2020-2055 (grand minimum solaire moderne durant 3 cycles solaires) et en 2370–2415 (futur grand minimum solaire durant 4 cycles) (voir Fig. 3 à Zharkova et al. 6) une diminution de la température terrestre devrait être similaire à celle du minimum de Maunder et, certainement, nettement plus importante que les fluctuations de température naturelles montrées dans le graphique d'Akasofu 26,47. Notez que ces oscillations de la température terrestre estimée n'incluent aucun facteur induit par l'homme, mais uniquement les effets de l'activité solaire elle-même et du mouvement inertiel solaire.


Michael Mann : L'ascension et la chute de « l'oscillation multidécennale de l'Atlantique »

Il y a deux décennies, dans une interview avec le journaliste scientifique Richard Kerr pour le journal Science, j'ai inventé le terme “Atlantic Multidecadal Oscillation” (le “AMO” en abrégé) pour décrire une oscillation interne du système climatique résultant des interactions entre les courants océaniques de l'Atlantique Nord et la configuration des vents. On pensait que ces interactions conduisaient à une alternance d'intervalles de réchauffement et de refroidissement de plusieurs décennies centrés dans l'Atlantique Nord extratropical qui se déroulent sur des échelles de temps de 40 à 60 ans (d'où le nom). Considérez le prétendu AMO comme un parent beaucoup plus lent d'El Niño/oscillation australe (ENSO), avec une échelle de temps d'oscillation plus longue (multidécennale plutôt qu'interannuelle) et centrée dans une région différente (l'Atlantique Nord plutôt que le Pacifique tropical). Le mois dernier, dans un article de recherche publié dans la même revue Science, mes collègues et moi avons fourni ce que nous considérons comme la preuve la plus définitive à ce jour que l'AMO n'existe pas réellement.

Contexte:

Dans les années 1980 et 1990, un certain nombre d'articles ont souligné un modèle de réchauffement de l'Atlantique Nord au cours des années 1930-1950, un refroidissement ultérieur dans les années 1960 et 1970, et un réchauffement par la suite, qui semblait ressembler à une oscillation naturelle du système climatique. J'ai co-écrit un article dans la revue La nature démontrant la persistance apparente de ces oscillations multidécennales il y a plusieurs siècles sur la base de l'analyse de données proxy paléoclimatiques (notre analyse de données proxy similaires conduirait finalement, quelques années plus tard, à la courbe désormais bien connue de la « bâton de hockey » qui montre que le réchauffement du siècle dernier est anormal dans un contexte de long terme).

En 2000, dans un article qui a conduit au commentaire de Kerr dans Science, mon collaborateur du groupe de modélisation climatique du Laboratoire de dynamique des fluides géophysiques de Princeton (GFDL) Tom Delworth et moi-même avons soutenu que cette preuve d'observation d'une oscillation climatique de type AMO était étayée par une analyse d'une simulation de contrôle étendue (plus de mille ans) de GFDL’s state-of-the-art (à l'époque) couplé au modèle océan-atmosphère. Puisqu'il s'agissait d'une simulation de contrôle sans "forçage" externe (pas de changements de gaz à effet de serre, pas de variations de la production solaire, pas d'éruptions volcaniques, etc.), toute oscillation produite doit être générée en interne. Et en effet, nous avons établi que ce modèle produisait une telle oscillation interne, avec une échelle de temps multidécennale, centrée dans l'Atlantique Nord extratropical, liée à des processus couplés océan-atmosphère impliquant la circulation océanique de la « convoyeuse à courroie » (parfois appelée la circulation thermohaline et parfois assimilé au "Gulf Stream", bien que ce dernier soit en fait un courant entraîné par le vent aux latitudes moyennes, tandis que la circulation thermohaline/la bande transporteuse représente son extension dans les latitudes plus élevées de l'Atlantique Nord). Environ cinq ans plus tard, l'analyse d'une simulation étendue d'un autre modèle climatique – le modèle couplé océan-atmosphère géré par le Hadley Center du UK Meteorological Office, a mis en évidence une oscillation similaire, mais avec une période plus longue (environ 100 ans). , et une signature plus globale.

Comme je l'ai dit ailleurs, j'ai parfois l'impression d'avoir créé un monstre lorsque j'ai donné un nom à cette oscillation climatique putative en 2000. Le concept de l'AMO a depuis été mal appliqué et déformé pour expliquer à peu près toutes les tendances climatiques sous le soleil, souvent basé sur des méthodes statistiques erronées qui ne distinguent pas correctement une véritable oscillation climatique d'une tendance variant dans le temps : si vous supposez que toutes les tendances sont une simple rampe linéaire et appelez tout ce qui reste une “oscillation”, puis le simple fait que le réchauffement climatique s'est stabilisé entre les années 1950 et les années 1970 sous l'effet de l'augmentation de la pollution par les aérosols au sulfate de refroidissement se fait passer pour une apparente «oscillation» au-dessus d'une simple tendance linéaire. Nous avons publié un certain nombre d'articles au fil des ans (voir par exemple ici, ici, ici, ici, ici et ici) démontrant que les études qui utilisent une telle approche pour définir l'"AMO" finissent par attribuer à tort à un #8220oscillation” ce qui est en fait le changement climatique causé par l'homme. De telles analyses ont été utilisées par certains pour écarter, entre autres, l'impact du changement climatique sur les saisons des ouragans atlantiques de plus en plus actives et destructrices, attribuant l'augmentation au cours des dernières décennies à une supposée reprise de l'"AMO".

Mais si le “AMO” est simplement un artefact d'études qui interprètent mal le modèle variable dans le temps du changement climatique causé par l'homme comme une oscillation à basse fréquence, qu'en est-il des études mentionnées précédemment qui identifient une oscillation interne dans les simulations de contrôle du climat ? des modèles? Il s'avère qu'ils sont l'exception (en fait la rare exception), plutôt que la règle.Il y a des décennies, il n'y avait qu'une poignée de longues simulations de modèles couplés de contrôle et deux en particulier (les modèles couplés GFDL et UK Met Office, comme indiqué précédemment) ont généré une oscillation de type AMO (bien que les modèles spatiaux, les échelles de temps et les mécanismes apparents dans les deux cas étaient suffisamment différents pour que l'on puisse se demander s'ils représentaient vraiment la même chose).

Aujourd'hui, en revanche, il existe plusieurs dizaines de modèles couplés dans le monde, et le projet d'intercomparaison de modèles couplés (“CMIP”) rend les ensembles de simulations largement accessibles à d'autres chercheurs dans ce que l'on appelle les archives “multimodel” . Que révèle donc l'analyse de ces ensembles multimodèles ?

Analyse des simulations historiques et de contrôle :

Dans un article que nous avons publié dans la revue Communication Nature il y a un an, nous avons montré que l'AMO n'existe en général pas dans les modèles de génération actuelle. Nous avons analysé un ensemble de simulations de contrôle long avec plus de 40 simulations de modèles climatiques à la pointe de la technologie provenant des archives climatiques multimodèles " 8220CMIP5 " utilisées dans le rapport d'évaluation le plus récent (5e) du Groupe d'experts intergouvernemental sur l'évolution du climat. (ou “IPCC”). Nous avons utilisé un type d'« analyse spectrale », c'est-à-dire une procédure statistique qui identifie s'il existe des preuves d'une variabilité véritablement oscillatoire (sous la forme d'un « pic spectral », c'est-à-dire un pic dans le tracé de amplitude de variation en fonction de la fréquence/période) à une échelle de temps particulière ou à une plage étroite d'échelles de temps. La méthode, connue sous le nom de « . à partir d'un simple bruit de fond (c'est-à-dire de la variabilité aléatoire).

Comme indiqué ci-dessous (Figure 1 à gauche), les exécutions de contrôle CMIP5 montrent de fortes preuves d'un comportement oscillatoire sur des échelles de temps interannuelles de 3 à 7 ans associées à ENSO. La grande majorité des simulations présentent un pic spectral statistiquement significatif dans cette plage de périodes, et même la moyenne de toutes les simulations dépasse les 90 % (“p= 0,1″) seuil de signification, malgré la tendance à l'annulation lors du calcul de la moyenne (puisque différents modèles produisent des pics significatifs à l'échelle de temps ENSO à différentes périodicités dans la plage de 3 à 7 ans). En revanche, les modèles ne montrent aucune preuve d'un pic spectral sur l'échelle de temps 40-60 ans (voir l'encart qui zoome sur des échelles de temps décennales et plus longues). Le comportement sur cette échelle de temps est largement cohérent avec ce que l'on pourrait attendre de données aléatoires.

Pourtant, les données historiques réelles de température de surface de 1850 à nos jours (voir la courbe bleue épaisse), en plus de montrer des pics interannuels significatifs à l'échelle de temps ENSO, faire donnent en effet un pic spectral centré sur une période multidécennale de 40 à 50 ans. Les résultats des données historiques contredisent-ils alors ce que nous trouvons avec les simulations du modèle ? Comme il s'avère, non.

Considérons une analyse parallèle (Figure 1-droite) du CMIP5 historique simulations. Ce sont des simulations qui ont été conduites avec les mêmes facteurs externes (les facteurs humains de l'augmentation des concentrations de gaz à effet de serre et des aérosols de sulfate, et des facteurs naturels tels que les changements de production solaire et les éruptions volcaniques) qui ont entraîné des changements de température au cours de la période historique de 1850 à aujourd'hui. . Dans ce cas, les modèles reproduisent le pic spectral multidécennal de 40 à 50 ans observé dans les observations réelles. En effet, le pic est observé dans presque toutes les simulations et est significatif à 99% (“p=0,01″) même pour la moyenne sur toutes les simulations. Il est clair que le pic spectral multidécennal est une caractéristique très robuste à la fois des simulations historiques et des observations historiques elles-mêmes. Mais ce n'est pas indicatif d'un AMO.

Une analyse des simulations montre que le pic multidécennal est lié au même schéma de réchauffement des années 1930-1950, des années 1960 et 1970, du refroidissement et du réchauffement par la suite que celui observé dans les observations réelles, comme discuté précédemment. Cela seul soulève des soupçons, car s'il s'agissait d'une oscillation générée en interne, il n'y a aucune raison pour que les phases de réchauffement et de refroidissement dans les modèles coïncident avec celles des observations. Au lieu de cela, comme discuté précédemment, le réchauffement et le refroidissement alternatifs sont liés à la compétition entre le réchauffement constant de la serre et le refroidissement important des aérosols au sulfate des années 1950-1970. Le refroidissement par aérosol est particulièrement prononcé dans l'Atlantique Nord (en particulier pendant l'été), comme l'ont noté Mann et Emanuel (2005), ce qui explique pourquoi l'oscillation apparente est la plus prononcée dans cette région.

À ce stade, les perspectives d'existence d'une oscillation climatique interne de l'AMO pourraient commencer à sembler plutôt sombres. Mais il reste encore un argument apparemment convaincant pour les défenseurs de l'AMO : si l'AMO est en effet un artefact du forçage anthropique concurrent des gaz à effet de serre et des aérosols sulfatés au cours de l'ère historique, alors pourquoi les signaux AMO, comme indiqué précédemment, ont-ils été détectés dans des données proxy paléoclimatiques antérieures à la période historique ?

En fait, une critique récente de notre analyse susmentionnée du contrôle CMIP5 et des simulations historiques publiée dans la revue quelque peu controversée Frontières repose sur cet argument même. Y a-t-il du mérite à cet argument ?

Analyse des simulations du dernier millénaire :

Dans notre nouveau Science article, mes co-auteurs (Byron Steinman, Daniel Brouillette, Sonya Miller) et moi avons analysé les simulations CMIP5 “dernier millénaire” (16 au total) qui couvrent l'intervalle 850-1849 CE. Ces simulations précèdent la période historique et sont motivées par le seul forçage radiatif naturel (principalement volcanique et solaire). L'application de la même analyse (MTM-SVD) que ci-dessus aux champs de température de surface du modèle fournit la preuve d'un (

période de 60 ans) Pic spectral de type AMO dans la majorité des simulations (12 sur 16 au niveau de signification de 90 % et 11 sur 16 au niveau de signification de 99 %).

Les résultats sont présentés dans la figure 2 où ils sont comparés aux résultats de la « simulation de contrôle » précédemment discutés.

La différence est frappante. Dans les simulations de contrôle, où aucun forçage n'est appliqué, il n'y a aucune preuve (comme nous l'avons déjà vu) d'un pic spectral multidécennal distinct. Pourtant, il existe des preuves solides d'un tel pic dans les simulations du "dernier millénaire" où le forçage radiatif naturel (volcanique et solaire) a été appliqué. Cette comparaison suggère que le forçage radiatif naturel doit être responsable du signal apparent de type AMO.

Une caractéristique pratique de la méthode MTM-SVD est qu'elle vous permet de reconstruire le modèle spatial et temporel du signal associé à un pic spectral particulier. Nous prenons, par exemple, la simulation individuelle (une simulation du modèle NASA GISS-E2-R) qui a produit le plus

Pic spectral de 60 ans sur la figure 2B. Le modèle spatial et temporel du signal correspondant est facilement reconstruit et représenté sur la figure 3 ci-dessous.

Il y a un certain nombre de caractéristiques révélatrices dans le modèle de signal. Le spatial (Figure 3A) affiche une réponse de haute amplitude dans les régions tropicales qui rappelle le modèle de réponse au volcanisme tropical explosif (les températures se refroidissent le plus sous les tropiques après une éruption tropicale explosive puisque plus vous avez de soleil en premier lieu , d'autant plus qu'il est réduit par un voile de poussière volcanique). Il est à noter qu'il existe également des preuves d'une amplitude de signal accrue le long de l'extension du Gulf Stream dans l'Atlantique Nord, suggérant un couplage possible avec la dynamique de l'océan Atlantique Nord. Une analyse détaillée de l'évolution du modèle spatial du signal sur une

Le cycle de 60 ans (voir article) montre une correspondance étroite entre la phase initiale (coïncidant avec le pic de refroidissement global) et le modèle de réponse à une éruption tropicale explosive établi dans certaines études antérieures.

Le temporel (Figure 3BC) montre que les principales excursions de refroidissement coïncident avec plusieurs des plus grandes éruptions tropicales explosives du dernier millénaire (par exemple les éruptions 1258 CE, 1331CE et 1453 CE), qui se trouvent être rythmées d'une manière qui se projette sur un “oscillation”. Des études antérieures ont en effet noté le rythme multidécennal coïncident de l'activité volcanique explosive au cours des siècles passés.

Une analyse spectrale d'un simple modèle climatique de « bilan énergétique » piloté par des forçages volcaniques uniquement, solaires uniquement et volcaniques + solaires (voir article) montre qu'il existe en effet un pic spectral multidécennal dans la réponse des températures de surface à la température naturelle. forçage radiatif ET ce pic résulte du forçage volcanique seul. Nous concluons que le signal apparent de type AMO pendant l'ère préhistorique est une conséquence de la stimulation multidécennale coïncidente d'épisodes de forçage volcanique explosif.

Les preuves disponibles à la fois des observations et des modèles climatiques de la génération actuelle, en résumé, ne ne pas apporter tout soutien à un interne Oscillation de type AMO dans le système climatique.

Cela ne veut pas dire qu'il n'y a plus de questions intéressantes à traiter ici. Nos futurs travaux prévus examineront les modèles couplés de prochaine génération (CMIP6) pour voir si des représentations améliorées de la dynamique océanique et atmosphérique pourraient en quelque sorte conduire à des modes de variabilité interne décennale/multidécennale qui ne sont pas évidents dans les modèles CMIP5. Et il sera instructif d'analyser les réseaux considérablement plus étendus de données proxy paléoclimatiques qui sont devenus disponibles depuis notre La nature (1995) analyse. Il est particulièrement intéressant de savoir si les oscillations multidécennales des données paléoclimatiques réelles montrent la même relation avec le forçage volcanique démontrée dans les simulations du dernier millénaire.

Pensées finales :

Il y a plusieurs leçons dans ce conte. La première est que les scientifiques doivent toujours être ouverts à la révision de la pensée passée. Cela fait partie du processus scientifique critique, ce que le grand Carl Sagan appelait la « machinerie d'autocorrection » de la science. Il y a deux décennies, il semblait y avoir à la fois des preuves d'observation et des preuves de modélisation (bien que plutôt limitées) de l'existence d'une oscillation AMO multidécennale dans le système climatique. Mon propre travail a soutenu cette interprétation, et c'est d'ailleurs moi qui ai donné un nom à cette bête : l'"Oscillation multidécennale de l'Atlantique" ou simplement "AMO". La communauté scientifique a adopté le concept, et certains scientifiques - même certains de nos principaux laboratoires de recherche comme le GFDL susmentionné - ont continué à l'appliquer à tort d'une manière qui minimise certains impacts critiques du changement climatique comme le réchauffement de l'Atlantique Nord et l'augmentation de l'Atlantique. l'activité cyclonique qui lui est associée.

Maintenant, nous avons bouclé la boucle. Mes collaborateurs et moi, au cours de la dernière décennie, avons continué à enquêter sur les origines du signal AMO putatif et avons été inéluctablement conduits à la conclusion que l'AMO (contrairement, disons, le R.O.U.S.) n'existe pas réellement. C'est un artefact, à l'époque historique, de facteurs anthropiques concurrents (réchauffement des serres et refroidissement par aérosols au sulfate) et, à l'époque préhistorique, un artefact du fait que le forçage volcanique a affiché un rythme à peu près multidécennal dans le passé. des siècles.

Un scientifique doit admettre quand ils ont tort. Malheureusement pour nous tous, mes collègues et moi ne nous sommes pas trompés sur le réchauffement sans précédent trahi par la désormais emblématique “Science) fonctionne comme il est censé le faire.

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Avancées des géosciences

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  • Accélération et chauffage des ions du vent solaire par des ondes non linéaires (L Ofman)
  • Relation entre les perturbations interplanétaires en forme de boucle et la corde de flux magnétique (M Tokumaru et al.)
  • Études du vent solaire et CME de l'héliosphère interne à l'aide des données IPS de Stelab, ORT et EISCAT (M M Bisi et al.)
  • Relation entre les éruptions solaires dirigées par la Terre et les nuages ​​magnétiques à 1 UA : un bref examen (V Yurchyshyn & D Tripathi)
  • et autres papiers
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Tapez le 02/08/2010
Description mise à jour le 30/3/2010
Mise à jour du Vol 20 pp, date de publication et contenu ajouté le 06/03/2010
Mise à jour du Vol 21 pp, date de publication, prix et contenu ajouté le 17/6/2010
Contenu mis à jour, pp et date de publication le 21/6/2010
Prix ​​mis à jour le 24/6/2010 -->

AFFAIRE AVANT
ACCÉLÉRATION ET CHAUFFAGE DES IONS DU VENT SOLAIRE PAR DES ONDES NON LINÉAIRES

Les progrès récents des observations et de la modélisation permettent de mieux comprendre le rôle possible des vagues dans l'accélération et le réchauffement du vent solaire. Ulysse, ACE, Helios, SOHO, TRACE et d'autres observations satellitaires ont trouvé de nombreuses preuves de vagues dans la couronne et dans le vent solaire. Les modèles numériques montrent que l'interaction non linéaire entre les ondes MHD et le plasma peut fournir la quantité de mouvement et l'apport de chaleur nécessaires pour produire le vent solaire rapide dans les trous coronaux. Il a également été constaté que l'échauffement des protons et des ions lourds du vent solaire est plus important que celui des électrons. L'anisotropie de la température suggère que le chauffage par ondes ion-cyclotron se produit dans les ions lourds. Dans cet article de synthèse, plusieurs observations récentes et modèles numériques de vent non linéaire entraîné par les vagues sont discutés.

RELATION ENTRE LES PERTURBATIONS INTERPLANETAIRES EN BOUCLE ET LA CORDE DE FLUX MAGNÉTIQUE

Nous avons analysé les observations de scintillation interplanétaire (IPS) à 327 MHz pour récupérer la distribution tridimensionnelle (3D) des améliorations de la densité du vent solaire associées aux éjections de masse coronale (CME) pour 5 événements survenus en 2001. En conséquence, les structures de densité allongées, dont certains étaient en forme de boucle, ont été détectés à partir des observations IPS pour quatre événements. En comparant la géométrie de ces structures de densité IPS avec celle de la corde de flux déduite des rayons cosmiques et in situ observations, nous avons constaté que l'orientation des caractéristiques allongées ou en forme de boucle observées par IPS était généralement cohérente avec la direction de l'axe des cylindres de la corde de flux déterminée par les rayons cosmiques et in situ constats. Ce fait suggère que la corde de flux magnétique peut jouer un rôle important dans la formation des caractéristiques allongées des améliorations de densité.

ÉTUDES SOLAIRES ET CME DE L'HELIOSPHÈRE INTÉRIEURE À L'AIDE DES DONNÉES IPS DE STELAB, ORT ET EISCAT

Les observations de scintillation interplanétaire (IPS) fournissent des vues du vent solaire à toutes les latitudes héliographiques de près de 1 A.U. jusqu'aux champs de vision couverts par les coronographes. Ces observations peuvent être utilisées pour étudier la propagation du vent solaire et des transitoires solaires dans l'espace interplanétaire, et également mesurer la réponse de l'héliosphérique interne aux structures solaires co-rotatives et aux éjections de masse coronale (CME). Nous utilisons une technique de reconstruction tridimensionnelle (3D) qui obtient des vues en perspective du plasma solaire co-rotatif et du vent solaire s'écoulant vers l'extérieur tel qu'observé depuis la Terre en ajustant de manière itérative un modèle cinématique de vent solaire aux données IPS de divers systèmes d'observation. Ici, nous utilisons le modèle avec les observations du Solar Terrestrial Environment Laboratory (STELab), au Japon, et du radiotélescope d'Ootacamund (Ooty) (ORT), en Inde, IPS. Cette technique de modélisation 3D permet des reconstructions des structures de densité et de vitesse des CME et d'autres transitoires interplanétaires à une résolution relativement grossière pour STELab et meilleure pour Ooty et dépend du nombre d'observations. Nous présentons des reconstructions 3D d'événements CME autour du 4-8 novembre 2004 à partir d'observations Ooty IPS et quelques reconstructions préliminaires d'observations STELab IPS autour de l'intervalle héliosphérique entier (WHI). Nous présentons également quelques résultats préliminaires d'une observation CME par les observations radar IPS du SCATter incohérent européen (EISCAT) et celles effectuées par l'Observatoire des relations terrestres solaires (STEREO) d'un CME en mai 2007.

RELATION ENTRE LES ÉRUPTIONS SOLAIRES DIRIGÉES PAR LA TERRE ET LES NUAGES MAGNÉTIQUES À 1AU : UN BREF APERÇU

Nous passons en revue les relations entre les éjections de masse coronale (CME), les arcades post-éruption de l'EIT et la ligne neutre coronale associée au champ magnétique global et aux nuages ​​magnétiques près de la Terre. Nos résultats précédents indiquent que l'orientation d'un allongement de halo CME peut correspondre à l'orientation de la corde de flux sous-jacente. Ici, nous revisitons ces rapports préliminaires en comparant les angles d'orientation des CME LASCO allongés, à la fois des halos complets et partiels, aux arcades post-éruption. Sur la base de 100 événements analysés, il a été constaté que l'écrasante majorité des CME de halo sont allongés dans la direction du champ axial des arcades post-éruption. De plus, cette conclusion vaut également pour les CME de halo partiel ainsi que pour les événements qui proviennent plus loin du centre du disque. Cela suggère que l'effet de projection ne modifie pas radicalement l'apparence des halos complets et partiels et que leurs images contiennent toujours des informations fiables sur les champs magnétiques sous-jacents. Nous avons également comparé les orientations des champs en éruption près du Soleil et dans l'espace interplanétaire et avons constaté que l'inclinaison locale de la ligne neutre coronale à 2,5 rayons solaires est bien corrélée avec l'axe du nuage magnétique mesuré près de la Terre. Nous suggérons que les champs magnétiques héliosphériques affectent de manière significative les éjectas qui se propagent. Parfois, l'éjecta peut même tourner de sorte que son axe s'aligne localement avec la nappe de courant héliosphérique.

GRANDES TEMPÊTES GÉOMAGNETIQUES ASSOCIÉES AUX ÉJECTIONS DE MASSE CORONALE DU HALO DES MEMBRES

Le cycle solaire 23 a été témoin de l'observation de centaines d'éjections de masse coronale de halo (CME), grâce à la plage dynamique élevée et au champ de vision étendu du coronographe grand angle et spectrométrique (LASCO) à bord de la mission de l'Observatoire solaire et héliosphérique (SOHO). Plus des deux tiers des CME de halo provenant de la face avant du Soleil se sont avérés géo-efficaces (Dst −50 nT) . Le délai entre le début des CME du halo et le pic des tempêtes géomagnétiques qui s'ensuit dépend de l'emplacement de la source solaire (Gopalswamy et al., 2007). En particulier, les CME de halo de membre (longitude de la source > 45°) ont un temps de retard 20 % plus court en moyenne.Il a été suggéré que les tempêtes géomagnétiques dues aux halos des limbes doivent être dues à la partie gaine des CME interplanétaires (ICME) afin que le temps de retard plus court puisse être pris en compte. Nous confirmons cette suggestion en examinant les portions de gaine et d'éjecta des ICME des données Wind et ACE qui correspondent aux halos des membres. Un examen détaillé a montré que trois paires de halos de membres étaient des événements en interaction. Les orages géomagnétiques suivant cinq halos de membres ont en fait été produits par d'autres halos de disques. Les tempêtes suivies de quatre halos de membres isolés et celles associées à des halos de membres en interaction étaient toutes dues aux portions de gaine des ICME.

DEUX PROCESSUS MAJEURS DU COUPLAGE VENT SOLAIRE-MAGNETOSPHERE IONOSPHERE

À l'aide de la méthode des composantes orthogonales naturelles (NOC) et des données de potentiel AMIE, nous séparons quantitativement le champ électrique vers le sud (Es) et le champ électrique vers l'ouest (Ew) dans la zone aurorale du secteur ionosphérique de minuit pour les événements du 18 avril 2002 et de juillet. 15, 1997. Les résultats de l'étude montrent qu'il existe deux composants principaux dans l'ionosphère à haute latitude. Un modèle de convection à deux cellules dans la calotte polaire est le modèle fondamental. Un vortex potentiel vers minuit s'avère important pendant les phases d'expansion des sous-orages. Bien que le vortex potentiel ne soit pas un modèle dominant, son intensité peut être par intermittence supérieure à celle du modèle à deux cellules d'un facteur de 2 à 3. Les deux composants indiquent différents processus de transfert d'énergie, les processus directement entraînés et de déchargement, pendant conditions de vent solaire. Nous constatons que dans le secteur de minuit, le réchauffement Joule lié au dépôt d'énergie par les phases d'expansion sous-orage peut être supérieur à la convection d'un facteur de 5 à 7 pour l'événement du 18 avril 2002. Mais lors de la tempête du 15 juillet 1997, le chauffage Joule généré par la convection était dominant.

SIMULATION GLOBALE DE LA MAGNÉTOSPHÈRE À L'AIDE D'UN MODÈLE À GRILLES IMBRIQUÉES AVEC LIMITE INTÉRIEURE DE 1RE

La limite interne de la simulation de magnétosphère en temps réel réalisée sur le tapis NTIC est fixée à 3RE de la terre. Cette distance a été estimée en déterminant la stabilité numérique et le temps de calcul de la simulation à l'aide de la vitesse d'Alfvén, qui est la vitesse caractéristique en MHD (magnétohydrodynamique) et dont la valeur augmente dans la région de fort champ magnétique autour de la Terre. Bien que les frontières internes n'aient pas un effet considérable sur la configuration globale de la magnétosphère, elles peuvent poser des problèmes dans la simulation du couplage entre la magnétosphère et l'ionosphère. En effet, il existe un espace entre ces deux régions, ce qui nous empêche de les relier directement dans la simulation. Ainsi, à l'heure actuelle, bien que les résultats de simulation de la magnétosphère puissent être appliqués à l'ionosphère aux latitudes élevées le long des lignes de champ magnétique, les résultats ne peuvent pas être appliqués à l'ionosphère aux latitudes moyennes et basses car les régions proches de la Terre sont pas pris en compte dans la simulation de la magnétosphère.

Afin de surmonter ces problèmes, nous avons proposé l'utilisation d'un modèle de simulation global avec un 1RE frontière intérieure. Afin de développer ce modèle, nous avons utilisé des grilles imbriquées dans la simulation MHD. En utilisant des grilles imbriquées, chaque grille peut prendre en compte plusieurs pas de temps lors des calculs numériques, ce qui entraîne une réduction du temps de calcul. Dans ce modèle, il est nécessaire d'interpoler les données et de transférer les données entre les grilles, ce qui peut entraîner des erreurs numériques. Cependant, dans ce modèle, les erreurs causées par l'interpolation sont bien inhibées par l'utilisation de l'interpolation conservatrice pour ∇ · B = 0 et par l'utilisation d'une fonction de lissage.

Les résultats de l'étude prouvent que l'application de grilles imbriquées à un modèle MHD permet une simulation réussie de la magnétosphère sans aucune oscillation numérique ni augmentation anormale de la vitesse du plasma. De plus, le temps de calcul du modèle à grilles imbriquées n'est que légèrement supérieur à celui du modèle de simulation normal. Ainsi, les grilles imbriquées sont adaptées pour effectuer des simulations en temps réel.

LE DESTIN DES VAGUES DE LANGMUIR : OBSERVATIONS VENT ET STÉRÉO

Le pré-choc terrestre possède une riche collection d'ondes de Langmuir utiles pour l'étude de leurs instabilités génératrices ainsi que des processus importants dans la génération d'ondes électromagnétiques comme dans les sursauts radio solaires de type II et de type III. Ces processus comprennent la désintégration paramétrique vers une autre onde de Langmuir et une onde acoustique ionique, d'autres processus paramétriques possibles, la condensation vers un état de grande longueur d'onde lorsqu'une telle désintégration n'est plus possible et le piégeage dans des dépressions de densité préexistantes. Certains processus suggérés dans le passé, tels que l'effondrement, par exemple, ont été montrés par les observations du vent ne pas avoir lieu dans le pré-choc de la Terre. Dans son article, des études sur les ondes de Langmuir après qu'elles aient été générées sont présentées.

TURBULENCE DE CHOC PRÉALABLE

Les relations de dispersion, les spectres de nombre d'ondes et un bispectre sont présentés à l'aide de mesures de quatre engins spatiaux Cluster dans la région du pré-choc de la Terre. Ces analyses suggèrent que le pré-choc est dans divers états turbulents.

LES FRÉQUENCES PRÉDOMINANTES DES PERTURBATIONS ATMOSPHÉRIQUES ET DES OSCILLATIONS GÉOMAGNETIQUES

On s'est attendu à ce que la perturbation atmosphérique provoque la résonance acoustique entre la basse atmosphère et la thermosphère. Les principales fréquences de résonance théoriquement rapportées sont autour de 3,7, 4,4-4,6 et 5,1-5,3 mHz. Nous avons calculé les densités spectrales de puissance moyennes et les taux d'occurrence des pics spectraux pour les perturbations de pression et les variations géomagnétiques et avons constaté que les maxima locaux apparaissaient dans les deux ensembles de données autour des fréquences de résonance. Ces maxima apparaissent le plus clairement d'août à octobre pour la pression et à chaque saison pour les champs géomagnétiques. Ces résultats confirment l'existence du couplage de résonance acoustique entre la basse atmosphère et l'ionosphère et suggèrent que les oscillations géomagnétiques sont fréquemment causées non seulement par des processus de plasma magnétosphérique mais aussi par des perturbations atmosphériques inférieures.

SURVEILLANCE EN TEMPS QUASI-RÉEL DU TEC SUR LE JAPON À NTIC (RWC TOKYO D'ISES)

L'utilisation mondiale de systèmes mondiaux de navigation par satellite tels que le GPS offre des opportunités uniques pour une surveillance permanente du contenu électronique total (TEC) de l'ionosphère. Nous avons développé un système de dérivation rapide de TEC à partir de GEONET (un réseau dense de récepteurs GPS au Japon). En plus d'un graphique précédent de la variation temporelle du TEC au Japon, nous avons récemment développé une carte TEC bidimensionnelle en temps quasi réel et l'avons utilisée pour le fonctionnement quotidien du Space Weather Forecast Center du NICT (Regional Warning Center Tokyo of International Service de l'environnement spatial). La carte TEC peut être utilisée pour surveiller en continu les perturbations ionosphériques au Japon, y compris le développement spatial et temporel des tempêtes ionosphériques, les perturbations ionosphériques itinérantes de grande amplitude et les bulles de plasma pénétrant le Japon, avec une résolution temporelle élevée. Le développement du système de surveillance en temps réel du TEC nous permet de surveiller les grandes perturbations ionosphériques, allant des perturbations globales aux perturbations à petite échelle, attendues dans le prochain maximum solaire. L'intrigue et les cartes sont ouvertes au public et sont disponibles sur http://wdc.nict.go.jp/IONO/index_E.html.

AMÉLIORER LE MODÈLE IONOSPHÉRIQUE SUPÉRIEUR À L'AIDE DES DONNÉES DE PROFIL DE DENSITÉ ÉLECTRONIQUE COSMIC

L'ionosphère de surface est étudiée depuis des décennies, mais en raison de l'insuffisance de couverture spatiale et temporelle des données précédentes, l'analyse et la modélisation de cette partie de l'ionosphère restent difficiles. Le développement de la technique d'occultation radio (RO) entre les satellites du système de positionnement global (GPS) et les satellites en orbite terrestre basse (LEO) est capable de fournir des données ionosphériques avec une couverture plus dense et plus uniforme dans l'espace et dans le temps. COSMIC est l'un de ces projets qui étudie l'atmosphère neutre terrestre et l'ionosphère à l'aide de la technique RO. Dans cette étude, les données du profil de densité électronique (EDP) du projet COSMIC sont analysées et certaines caractéristiques principales concernant la densité et la hauteur du pic de la couche F2 sont étudiées, notamment les variations diurnes, les anomalies annuelles, semestrielles et hivernales, ainsi que l'anomalie équatoriale. . Les descriptions de ces caractéristiques dans l'étude précédente sont encore confirmées par l'analyse. Sur la base des avantages de la base de données COSMIC, un modèle statistique est construit pour l'ionosphère de surface en utilisant une fonction de type Chapman et une analyse harmonique sphérique, prenant en compte les variations diurnes et saisonnières. En comparant la teneur totale en électrons (TEC) de surface dérivée de ce nouveau modèle et du modèle international de référence de l'ionosphère (IRI), la faisabilité de ce nouveau modèle est essentiellement confirmée.

DÉRIVATION DES RÉPONSES À LA VARIATION DE LA DENSITÉ DE LA THERMOSPHÈRE AUX ÉVÉNEMENTS MÉTÉOROLOGIQUES DE L'ESPACE AU COURS D'AVR. 2002 À JUIL. 2007 UTILISATION DES DONNÉES DE TRAJECTOIRE SATELLITE FY1D

Nous avons analysé les données de suivi du satellite météorologique chinois FY1D (à l'altitude de 870 km) pour dériver les variations de densité de la thermosphère et étudier les événements météorologiques spatiaux au cours des cinq dernières années (2002-2007). Nos résultats confirment des études antérieures selon lesquelles les variations de densité de la thermosphère ont de bonnes réponses aux événements météorologiques spatiaux à court terme tels que les tempêtes géomagnétiques et la densité de la thermosphère a de multiples changements d'amplitude au cours de ces événements. Nous avons également constaté que la densité de la thermosphère sera influencée par le flux radio solaire (indice F10.7) de manière évidente et périodique. Dans ce travail, nous avons comparé les résultats de densité du modèle NRLMSISE-00 (à l'altitude de 870 km) avec les variations de densité calculées par les données de piste du satellite FY1D et avons marqué les différences d'amplitude des réponses.

OBSERVATIONS DES EXCITATIONS OH AIRGLOW ET FOUDRE DEPUIS LE SATELLITE FORMOSAT-2

La lueur de l'air OH a été mesurée par les instruments Imager of Sprites and Upper Atmospheric Lightnings (ISUAL) à bord du satellite FORMOSAT-2 en 2004 et 2007. On a constaté que la lueur de l'air OH avait un maximum équatorial et la latitude maximale variait entre ±15°. La hauteur du pic et les taux d'émission sont dérivés de ces observations. La luminosité de l'air OH est également mesurée à l'aide d'un filtre à large bande couvrant les longueurs d'onde de 630 à 750 nm associées aux événements de foudre. Une amélioration de la luminosité de l'air OH est observée et les mécanismes possibles sont discutés.

DURÉE DU CYCLE SOLAIRE ET ACTIVITÉ SOLAIRE

La longueur du cycle solaire est une mesure de l'activité solaire. La durée moyenne du cycle est d'environ 11 ans. Cependant, il varie de 9 à 13,6 ans même pendant 23 cycles depuis 1755. Nous avons étudié la relation entre la durée du cycle et le nombre maximum de taches solaires. Le nombre maximal de taches solaires montre une bonne corrélation négative avec la durée du cycle précédent. Nous avons prévu un nombre maximum de taches solaires du cycle 24 de 91 ± 20 en utilisant cette relation. Notre prévision suggère que l'amplitude du cycle 24 est inférieure à celle du cycle 23.

EFFETS DE DÉRIVE ET CARACTÉRISTIQUES MOYENNES DU GRADIENT DE DENSITÉ DES RAYONS COSMIQUES DANS LE CIRS PENDANT DEUX PÉRIODES SOLAIRES MINIMALES SUCCESSIVES

Nous déduisons sur une base horaire le gradient spatial de la densité des rayons cosmiques en trois dimensions à partir de l'anisotropie directionnelle de l'intensité des rayons cosmiques galactiques (GCR) de haute énergie (∼50 GeV) observée avec un réseau mondial de détecteurs de muons à la surface de la Terre. En analysant les caractéristiques moyennes du gradient dans les régions d'interaction corotationnelles (CIR) enregistrées au cours de deux périodes minimales d'activité solaire successives, nous trouvons que le gradient latitudinal observé (Gz) change son signe de négatif à positif sur la nappe de courant héliosphérique (HCS) de la Terre passant de l'hémisphère nord à l'hémisphère sud à l'époque A < 0, tandis qu'il passe du positif au négatif à l'époque A > 0. Ceci est conforme à la prédiction de dérive. Nous trouvons également une amélioration négative de GX après le croisement HCS aux époques A < 0 et A > 0, mais pas à Goui . Cette caractéristique asymétrique de GX et Goui indique des contributions significatives des diffusions parallèles et perpendiculaires au gradient des CIR en plus de la contribution de l'effet de dérive.

CARTES DU CIEL DE L'ANISOTROPIE SIDÉRALE DE L'INTENSITÉ DES RAYONS COSMIQUES GALACTIQUES ET DE SA DÉPENDANCE ÉNERGÉTIQUE

Nous analysons les variations journalières sidérales observées entre 1985 et 2006 à Matsushiro, Japon (MAT) et entre 1993 et ​​2005 à Liapootah, Tasmanie (LPT). Ces stations comprennent le réseau à deux hémisphères (THN) de détecteurs de muons souterrains au Japon et en Australie. Les vecteurs harmoniques moyens annuels à MAT et LPT sont plus ou moins stables sans aucun changement significatif de phase et d'amplitude en corrélation avec l'activité solaire ou les cycles magnétiques. Dans cet article, nous analysons donc l'anisotropie moyenne sur l'ensemble des périodes d'observation, c'est-à-dire 1985-2006 pour MAT et 1993-2005 pour LPT. Nous appliquons aux données THN une analyse de meilleur ajustement basée sur un modèle d'anisotropie dans l'espace identique à celui adopté par Amenomori et al. 1 pour les données Tibet III. Les énergies médianes des rayons cosmiques primaires enregistrées sont 0,5TeV pour THN et ∼5TeV pour l'expérience Tibet III. Il est montré que la distribution d'intensité de l'anisotropie la mieux ajustée est assez similaire à celle dérivée des données Tibet III, quel que soit l'ordre de grandeur de la différence d'énergie des particules primaires. Ceci, avec les observations de THN, confirme que l'analyse d'Amenomori et al. 1 basé sur l'expérience Tibet III dans l'hémisphère nord n'est pas sérieusement biaisé. Les amplitudes les mieux ajustées de l'anisotropie, d'autre part, ne représentent qu'un tiers ou moins de celles rapportées par l'expérience Tibet III, indiquant une atténuation due à la modulation solaire. La dépendance à la rigidité de l'amplitude d'anisotropie dans la région sub-TeV est cohérente avec le spectre rapporté par Hall et al., 2 s'étendant en douceur jusqu'au résultat Tibet III dans la région multi-TeV. L'amplitude aux énergies plus élevées apparaît presque constante ou diminue progressivement avec l'augmentation de la rigidité. Le spectre de rigidité indiquant la modulation solaire étaye également la conclusion suggérée pour la première fois par l'expérience souterraine profonde de Super Kamiokande selon laquelle l'anisotropie à grande échelle observée par Tibet III est due à la composante chargée des rayons cosmiques primaires, et non aux rayons gamma de haute énergie auxquels les détecteurs de muons souterrains ont une réponse négligeable.

VERS UNE NOUVELLE ÈRE DE LA RECHERCHE AU SOL CANADIENNE EN SCIENCES GÉOSPACE

L'étude au sol du géospatial contribue depuis longtemps à notre compréhension de la physique des plasmas spatiaux affectant l'environnement spatial proche de la Terre. Au Canada, comme ailleurs, un effort coordonné est en cours pour perfectionner l'approche réseau des observations géospatiales au sol. Cet article donne un aperçu du programme canadien de surveillance géospatiale et de sa valeur pour plusieurs problèmes en suspens d'intérêt actuel.

MICRO/MINI SATELLITES POUR LES ÉTUDES SÉismiques — VERS UNE COLLABORATION INTERNATIONALE

Des études antérieures montrent que les effets des tremblements de terre apparaissent dans l'ionosphère avant les grands tremblements de terre, et récemment, le nombre d'articles faisant état de l'effet précurseur a rapidement augmenté et le contenu de ces articles devient de plus en plus convaincant. Cependant les résultats ne sont pas encore totalement convaincants, car le nombre d'événements, qui sont étudiés aussi bien au sol que par des mesures satellitaires, ne sont pas suffisants pour déduire la morphologie des effets les données présentées ne sont toujours pas totalement convaincantes. Dans la première partie de cet article, nous décrivons le comportement précurseur obtenu par le satellite japonais « HINOTORI » ainsi que le satellite américain « Dynamic Explorer-2 ». Nous discutons ensuite des problèmes que nous avons rencontrés pour déduire la morphologie associée aux précurseurs sismiques. Établir la morphologie est la première étape pour résoudre le mécanisme par lequel les tremblements de terre influencent l'ionosphère. Étant donné que les données qui ont été rapportées suggèrent une forte probabilité de prévision d'un grand séisme, nous proposons de collaborer pour lancer des micro-/minisatellites, en particulier parmi les pays qui souffrent de catastrophes sismiques, et de partager les frais de mission. Les questions clés, qui devraient être prises en compte pour la mission, sont également discutées.

RÉGION DE TRANSITION SOLAIRE AU SOLEIL CALME ET RÉGIONS ACTIVES

La région de transition solaire (TR), dans laquelle au-dessus de la photosphère la température augmente rapidement et la densité chute de façon spectaculaire, est censée jouer un rôle important dans le chauffage coronal et l'accélération du vent solaire. Des flux ascendants de longue durée sont présents dans le TR supérieur et interprétés comme des signatures d'apport de masse aux grandes boucles coronales dans le Soleil calme. Les points lumineux coronaux (BP) sont des phénomènes de chauffage locaux et nous avons trouvé un modèle de décalage Doppler différent à TR et aux températures coronales dans un BP, qui pourrait être lié au système de boucle torsadée. La perte d'énergie dominante dans le TR inférieur est l'émission Ly−α. Il a été trouvé que la plupart des profils de radiance Ly-α sont plus forts dans le pic bleu, une asymétrie opposée aux raies de Lyman d'ordre supérieur. Cette asymétrie est plus forte lorsque le flux descendant au milieu TR est plus fort, indiquant que les flux TR jouent un rôle important dans le processus de formation de la ligne. La séparation maximale de Ly−α est plus grande dans les trous coronaux que dans le Soleil calme, reflétant les différentes structures magnétiques et champs de rayonnement entre les deux régions. Les profils de la ligne de Lyman ne sont pas inversés dans les régions de panache de taches solaires et d'ombre, alors qu'ils sont évidemment inversés dans la région de plage environnante. Aux températures TR, les densités du panache de taches solaires et de l'ombre sont inférieures d'un facteur 10 à celles de la plage, ce qui indique que le plasma de taches solaires émettant aux températures TR est plus élevé et peut-être plus étendu en hauteur au-dessus des taches solaires qu'au-dessus de la région de la plage.

LATITUDES ACTIVES POUR LES OCCURRENCES SOLAIRES DANS LE CYCLE SOLAIRE 23

Dans cet article, nous effectuons l'analyse en composantes principales des champs magnétiques des taches solaires et de fond dans le cycle 23. Il existe deux composantes périodiques principales de latitude des polarités opposées dérivées du flux magnétique des taches solaires qui se comportent plutôt hors phase dans les hémisphères nord et sud. . On montre que ces ondes sont modulées par les deux ondes primaires du champ magnétique de fond qui ont des polarités opposées et se déplacent légèrement en déphasage dans chaque hémisphère. Dans le cycle 23, les maxima des composantes des taches solaires correspondent aux minima des composantes du champ magnétique de fond. Il indique la présence de deux ondes dans le champ magnétique de fond se déplaçant dans chaque hémisphère, éventuellement, dans des directions opposées et avec des polarités opposées), qui affectent l'apparence des taches solaires dans ces hémisphères.

INJECTION À HÉLICITÉ MAGNÉTIQUE ET CHANGEMENT DE CHIRALITÉ DANS LES FILAMENTS PÉNUMBRAUX

Nous calculons séparément les taches solaires les transports d'hélicité magnétique des polarités positives et négatives dans la région active (AR) NOAA 10930. Nous trouvons que le taux de transport d'hélicité magnétique de la polarité positive est passé de négative à positive après une éruption majeure X3.4. Ce taux provenait principalement des mouvements d'une petite tache solaire positive. Nous trouvons également 2 jours avant l'éruption, les filaments pénombraux dans la région de la ligne d'inversion de polarité magnétique (PIL) d'abord déroulés, puis ils se sont retorsadés dans la direction opposée.Il s'agit d'un changement de chiralité dans cette RA au niveau de la photosphère en réponse au transport de l'hélicité magnétique vers la couronne.

SUR LES OBSERVATIONS DE MULTIPLES OSCILLATIONS MHD DANS LES BOUCLES SOLAIRES

Les observations d'oscillations multiples de divers modes magnétohydrodynamiques (MHD) peuvent jouer un rôle crucial dans le diagnostic des conditions locales du plasma des boucles solaires. Les boucles coronales à structure magnétique ancrées dans la photosphère présentent divers types d'oscillations MHD telles que des saucisses rapides, des plis, des oscillations acoustiques lentes, etc. hauteurs d'échelle et signature de stratification, condition d'équilibre, vitesse caractéristique, contraste de densité, facteur d'expansion de boucle/divergence de champ magnétique, etc., qui peuvent apporter un nouvel éclairage sur la dynamique des boucles solaires. Dans cette revue, je résume brièvement les premières signatures observationnelles de plusieurs oscillations MHD dans divers types de boucles solaires et discute de leur importance dans le diagnostic de l'atmosphère solaire.

MODÉLISATION DU CHAMP MAGNÉTIQUE CORONAL À L'AIDE DES DONNÉES HINODE (ET FUTURES)

Il existe un intérêt considérable pour la modélisation précise du champ magnétique coronal solaire en utilisant des magnétogrammes vectoriels photosphériques comme données limites, et le modèle non linéaire sans force est souvent utilisé. Cependant, des études récentes utilisant les données d'Hinode ont démontré que cette modélisation échoue de manière fondamentale, l'échec étant attribuable au départ du champ magnétique photosphérique inféré d'un état sans force. Les données de la limite solaire sont incohérentes avec le modèle, ce qui conduit à des incohérences dans les solutions calculées sans force. Une méthode pour construire une solution sans force non linéaire auto-cohérente est décrite, qui identifie une solution sans force qui est proche des données de frontière observées. Les étapes vers le développement d'une modélisation magnétohydrostatique plus sophistiquée - prenant en compte la pression et les forces gravitationnelles au niveau des données de la frontière solaire - sont également décrites.

IMAGEUR D'ÉJECTION DE MASSE SOLAIRE (SMEI) ET SCINTILLATION INTERPLANETAIRE (IPS) RECONSTRUCTIONS 3D DE L'HELIOSPHERE INTERNE

Les données de lumière blanche directe de l'imageur d'éjection de masse solaire (SMEI) ainsi que des produits de données de niveau supérieur sont disponibles sur notre site Web UCSD à l'adresse http://smei.ucsd.edu/ depuis la première lumière début février 2003 jusqu'à presque aujourd'hui. . Ces analyses fournissent des densités dans l'héliosphère interne, montrent de nombreux CME familiers en trois dimensions (3D) pendant cet intervalle, et fournissent des animations et des images individuelles d'entre eux. Cette analyse 3D est améliorée par l'utilisation d'observations de vitesse de scintillation interplanétaire (IPS) pour aider à fournir la forme globale des structures reconstruites. Notre technique de reconstruction 3D dépendante du temps est discutée, ainsi que les différentes manières dont nous testons et validons ces résultats 3D. Ces contrôles comprennent à la fois des contrôles de cohérence interne et des comparaisons avec in situ mesures à divers engins spatiaux géocroiseurs, à Ulysse, à l'engin spatial STEREO et à partir de données de champ magnétique sur Mars.

VORTEX DE CONVECTION MOBILE IONOSPHÉRIQUE GÉNÉ PAR UN CHOC INTERPLANETAIRE PRES DE MIDI LOCAL

Des études théoriques ont montré qu'une paire de tourbillons ionosphériques avec des polarités opposées peut être créée par un choc interplanétaire. Des courants alignés sur le champ entrent dans un vortex et sortent de l'autre, qui couplent la magnétosphère et l'ionosphère. Nous rapportons ici un tel événement de vortex qui s'est produit le 22 novembre 1997. Le vortex ionosphérique était centré à ∼67° de latitude magnétique (MLAT) et ∼13 heure locale magnétique (MLT), et s'est déplacé vers l'ouest à une vitesse de ∼7kms -1 avec une durée de vie de seulement 4 à 6 min. Les courants de Hall ionosphériques ont soudainement augmenté de près de zéro à ∼350mAm 1 lorsque le vortex s'est produit. Un courant de champ aligné vers le bas de ∼2 Am -2 s'est écoulé dans le centre du vortex sur la base des magnétogrammes. Le radar SuperDARN a fourni des observations supplémentaires qui ont indiqué l'existence possible d'un autre vortex qui aurait pu se centrer à une latitude plus élevée de ∼73° MLAT sur l'ovale auroral et à ∼11MLT. Les observations présentées dans cet article sont cohérentes avec la prédiction théorique des tourbillons générés par les chocs. De plus, nous supposons que les taches aurorales à protons détachées générées par un choc peuvent être causées par la présence de courants alignés vers le bas au centre d'un vortex ainsi que par des ondes cyclotron ioniques électromagnétiques.

OBSERVATION IONOSPHÉRIQUE À L'AIDE DU RAYON RADAR FM-CW

Afin de comprendre les phénomènes électromagnétiques dans l'espace, le Centre de recherche sur l'environnement spatial (SERC) de l'Université de Kyushu déploie le système d'acquisition de données MAGnetic du réseau de magnétomètres Circum-pan Pacific (MAGDAS/CPMN). Dans ce réseau, nous avons également installé des radars FM-CW (Frequency Modulated Continuous Wave) à Paratunka, Russie (PTK : Magnetic Latitude = 45.8°, Magnetic Longitude = 221.6°), Sasaguri, Japan (SAS : M. Lat. = 23.2°) , M. Lon. = 199,6°), et Manille, Philippines (MNL : M. Lat. = 4,19°, M. Lon. = 192,4°) pour détecter les variations du champ électrique ionosphérique. Le radar FM-CW est une sorte de radar HF (Haute Fréquence) qui permet de mesurer la vitesse Doppler ionosphérique, à partir de laquelle on peut calculer les champs électriques ionosphériques. Dans le présent article, nous présenterons nos observations du réseau radar FM-CW et ses résultats scientifiques préliminaires. Les résultats sont les suivants : (1) Au moment de SC, le champ électrique du crépuscule à l'aube et ensuite de l'aube au crépuscule pénètre dans l'ionosphère des basses latitudes. (2) Le champ électrique ionosphérique associé à Pi 2 à L = 2,05 est une manifestation du mode de cavité plasmasphérique. (3) La pulsation du sol Pc 5 semble être entraînée par le champ électrique ionosphérique dans la région basse et équatoriale.

LA DYNAMIQUE DE LA MAGNÉTOSPHÈRE TERRESTRE À PARTIR DE QUELQUES OUTILS MODERNES D'ANALYSE DE DONNÉES

Il est bien connu que 99,9 % de l'espace est dans un état plasma constitué de gaz hautement ionisé. De nombreux phénomènes dynamiques dans l'Univers Plasma peuvent être prototypés dans l'environnement de la magnétosphère terrestre. Depuis l'aube de l'ère spatiale avec le lancement de satellites artificiels, nous avons la capacité de faire in situ mesures pour sonder la dynamique du plasma dans les magnétosphères de la Terre et des autres planètes de notre système solaire. Dans cet article, trois outils modernes d'analyse de données sur in situ des mesures seront décrites pour la poursuite de l'identification des processus physiques responsables de certains phénomènes magnétosphériques dynamiques. Plus précisément, ces outils sont l'analyse d'ondelettes, l'analyse de densité d'espace de phase et la reconstruction de Grad-Shafranov. Ces outils habilitants révèlent des indices sur les processus physiques sous-jacents aux phénomènes magnétosphériques observés et leur lien plausible avec la recherche moderne de la dynamique non linéaire. Des exemples de la façon dont ces outils sont appliqués pour faire progresser notre compréhension des événements énergétiques dans la magnétosphère terrestre sont présentés.

TÉLÉDÉTECTION DE LA PLASMASPHÈRE TERRESTRE

L'intérêt pour la palsmasphère a récemment augmenté avec le développement d'outils de télédétection nouveaux ou plus perfectionnés et avec une prise de conscience associée de l'importance géophysique de la région. Les interactions entre la plasmasphère froide et le plasma chaud injecté pendant les tempêtes et les sous-orages, le rôle des instabilités, la diffusion des particules induite par les vagues, le couplage de la plasmasphère à l'ionosphère sous-jacente non uniforme ou les déplacements vers l'intérieur de la plasmapause et l'accentuation de son profil de densité nécessitent plus d'attention. Depuis sa détection initiale (la plasmasphère) en 1953 jusqu'à nos jours, la télédétection par les siffleurs a également fourni le fait qu'un gaz à ions légers (protonosphère) flotte sur le gaz à ions plus lourds. Le sondage en mode siffleur, à la fois par les siffleurs et les signaux des émetteurs, continue d'avoir un grand potentiel pour la détection à distance des mouvements du plasma, des variations temporelles et des structures de densité. Dans le présent article, j'ai passé en revue les derniers développements des observations au sol et par satellite des conditions plasmasphériques. En bref, nous pouvons dire que la plasmasphère est restée une cible difficile et que la télédétection jouera sûrement un rôle important dans les recherches futures.

LA PHYSIQUE COMPLEXE DU PLASMA ET LA MESOSPHERE POUSSIERE DE LA TERRE

La moyenne atmosphère (mésosphère) de la Terre est le siège de nombreux processus physiques importants pour son évolution et sa dynamique, en particulier dans la région proche de la mésopause à des altitudes de 80 à 90 km. Certaines des manifestations visibles de ces phénomènes sont des nuages ​​de particules de «poussière» glacées appelées nuages ​​polaires mésosphériques (PMC), lorsqu'ils sont vus de l'espace, et des nuages ​​nocturnes (NLC), lorsqu'ils sont vus par des observateurs sur Terre. Bien que la plupart des observations de NLC se situent dans l'hémisphère nord, elles peuvent également être observées dans l'hémisphère sud, avec quelques différences, par ex. dans les pics d'altitude de NLC. Outre le NLC, la poussière conduit aux échos d'été mésosphériques polaires (PMSE) apparaissant à la suite de la diffusion d'ondes électromagnétiques à partir d'inhomogénéités d'électrons mésosphériques, ces dernières pouvant résulter de la charge d'électrons sur des particules de poussière d'aérosol subvisibles. La présence de poussière ajoute un niveau élevé de complexité à la dynamique du plasma et aux processus collectifs. La charge électrostatique sur les grains de poussière est un élément important de nombreux phénomènes plasma liés aux poussières. Le processus de charge de la poussière est régi par les contributions de tous les courants électriques vers/depuis la surface du grain, impliquant les courants d'électrons et d'ions du plasma, les courants de photoémission et d'émission thermoionique, etc. Les grains de poussière convertissent un système de plasma poussiéreux en un système ouvert hautement dissipatif. système complexe où la formation de diverses structures devient énergétiquement favorable.

DEVELOPPEMENT DE CAPTEURS ELECTROMAGNETIQUES RIGIDE ET EXTENSIBLE POUR LES MISSIONS SPATIALES

Nous avons développé trois types de capteurs électromagnétiques rigides et extensibles dans une antenne monopôle rigide, une antenne cadre et une antenne Yagi-Uda pour les futures missions spatiales. Ils sont basés sur des technologies de plastique renforcé de fibres de carbone (CFRP), afin de répondre à des exigences sévères, c'est-à-dire une rigidité suffisante, une masse légère, un stockage compact, une extension sûre et des efforts de test raisonnables. L'une d'entre elles, des antennes monopôles rigides, couplées à un système d'actionneur gonflable, a été utilisée avec succès dans l'expérience de fusée-sonde JAXA S-520-23 en septembre 2007. Des applications de ces antennes sont attendues dans des missions spatiales plasma, notamment le programme SCOPE, expériences, télédétection radar planétaire et mesures radio à l'atterrissage.

MINIATURISATION DES RECEPTEURS D'ONDES PLASMA A BORD DES SATELLITES SCIENTIFIQUES ET APPLICATION AU SYSTEME DE RESEAU DE CAPTEURS POUR LA SURVEILLANCE DES ENVIRONNEMENTS ELECTROMAGNETIQUES DANS L'ESPACE

Des tentatives ont été faites pour parvenir à une miniaturisation extrême des récepteurs à ondes plasma pour les futures missions scientifiques spatiales. Les récepteurs d'ondes plasma à bord des satellites scientifiques sont classés en deux types : les récepteurs de formes d'ondes et les analyseurs de spectre. Le présent article décrit des récepteurs de type à forme d'onde monopuce qui sont développés à l'aide de la technologie ASIC analogique. Nous incorporons les composants analogiques nécessaires du récepteur de forme d'onde dans une puce ayant des dimensions de 3 mm × 3 mm et confirmons la fonctionnalité et les performances de la puce. Les performances et la qualité de la puce se sont avérées suffisantes pour une utilisation dans des missions scientifiques. De plus, nous étendons l'application des récepteurs miniaturisés d'ondes plasma à un système de réseau de capteurs dans l'espace. Le système de réseau de capteurs se compose de plusieurs petits nœuds de capteurs qui sont répartis de manière aléatoire dans toute la zone cible et surveillent la variation spatiale et temporelle des environnements électromagnétiques dans l'espace. Nous introduisons ensuite le concept de ce système de réseau de capteurs et présentons les résultats obtenus lors du développement du petit nœud de capteurs à utiliser dans ce réseau de capteurs dans l'espace.


Voir la vidéo: GÉOSCIENCES - Dynamique des panaches naturels