jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
binaire cet anion adopte bien sûr cette symétrie, d'ailleurs commune dans cette classe d'anions. La deuxième représentation de cet arrangement, une projection selon l'axe c, est donné dans la figure 2 et montre comment ce réseau de tétraèdres engendre de grands canaux parallèles à l'axe c dans lesquels sont situés les atomes de rubidium. Chaque tétraèdre BeO4 partage ses quatre sommets avec les quatre tétraèdres PO4 adjacents, avec des distances Be-P variant de 2,809 à 2,886 Å. Dans le tétraèdre BeO4, les distances Be-O varient de 1,602 à 1,664 Å. Il convient de remarquer que la distance P-P mesurée dans
Il convient de remarquer que la distance P-P mesurée dans le présent groupement anionique (2,818 Å) est la plus courte jamais observée dans un anion phosphorique condensé et que l'angle P-O-P (105,28°) est ici lui aussi l'un des plus petits jamais mesuré dans cette classe de composés. Des valeurs anormales similaires avaient déjà été observées lors de l'étude du sel isotype de bérylliumammonium ([2]-[3]) (P-P = 2,821 Å et P-O-P = 112,6°). Les valeurs moyennes qui sont normalement observées dans les diverses familles d'anions phosphoriques condensés sont proches de 2,927 Å pour la distance P-P et de 132,4° pour l'angle
Å pour la distance P-P et de 132,4° pour l'angle P-O-P. L'atome de rubidium situé sur l'axe binaire est entouré d'un polyèdre formé de huit atomes d'oxygène. Les distances Rb-O varient de 2,976 à 3,160 Å. Les principales distances interatomiques et angles de liaison de cet arrangement atomique sont rassemblés dans le tableau II. Les dessins ont été réalisés à l'aide du programme STRUPLO [5]. Additional materials, list of structure factors and anisotropic thermal displacement parameters can be obtained on request to the authors. Note remise le 2 décembre 1992, acceptée le 6 janvier 1993. RÉFÉRENCES BIBLIOGRAPHIQUES [1] M. T.
acceptée le 6 janvier 1993. RÉFÉRENCES BIBLIOGRAPHIQUES [1] M. T. AVERBUCH-POUCHOT et A. DURIF, Crystal Chemistry of Oligophosphates in Ann. Rev. Mater. Sci., 21, 1991, p. 65-92. [2] M. T. AVERBUCH-POUCHOT, A. DURIF, J. COING-BOYAT et J. C. GUITEL, Acta Cryst., B33, 1977, p. 203-205. [3] M. BAGIEU-BEUCHER, A. DURIF et M. T. AVERBUCH-POUCHOT, J. Appl. Cryst., 9, 52, p. 1976. [4] Structure Package RSX II M, Version 1979, bnrat-Nonius (Délit). [5] R. X. FISCHER, J. Appl. Crystallogr., 18, 1985, p. 258-262. Laboratoire de Cristallographie, CNRS, associé à l'Université J. Fourier. Fourier, BP n° 166, 38042 Grenoble Cedex 09, France.
Fourier. Fourier, BP n° 166, 38042 Grenoble Cedex 09, France. Magnétosphère/Magnetosphere De deux modes de couplage entre le milieu interplanétaire et la magnétosphère Jean-Pierre LEGRAND et Paul A. SIMON En associant les indices géomagnétiques et les observations d'aurores aux données du milieu interplanétaire, nous établissons l'existence de deux modes distincts de couplage du milieu interstellaire avec la magnétosphère. Nous précisons leurs caractéristiques propres et en discutons les origines interplanétaires et solaires respectives. Two coupling processes at work between the interplanetary medium and the magnetopause Abstract By a combined study of several series of geomagnetic indices, of auroral reports and of
several series of geomagnetic indices, of auroral reports and of data on the interplanetary medium, we show that two separate coupling processes operate between the interplanetary medium and the magnetosphere. We identify their specific properties and discuss their relevant interplanetary and solar sources. Abridged English Version METHOD OF STUDY. Geomagnetic activity has two separate origins: the permanent flow of the solar wind which depends upon the cycle of the sun's dipole magnetic field, and a series of events, the shock waves, related to the cycle of the sunspot activity. The authors have shown that, with a weak percentage of error,
authors have shown that, with a weak percentage of error, these two components can be separated from a 27-day recurrence diagram of daily indices Aa of subauroral activity (Legrand and Simon, 1989; Simon and Legrand, 1989). The "solar-wind component" is made up of quiet days (Aa < 20 nT) and of two categories of disturbed days: the Bartels recurrent storms and an activity without any typical time profile that we call "fluctuating activity". The "shock-activity component" concerns exclusively the days of nonrecurrent sudden-commencement storms. Then we can establish the daily distribution of each category of activity and their salient features
distribution of each category of activity and their salient features back to 1868. We studied the magnetospheric response to these two components from a list of "overhead" auroras and from two series of indices monitoring the activities of auroral electrojets (AE) and of equatorial ring current (Dst) respectively. AURORAL ACTIVITY AND SPREAD OF AURORAL OVAL. Subauroral activity shows two separate activity levels: in the wind component, Aa indices range from 0 nT up to about 100 nT, whereas in the shock activity, they range between 20 and 350 nT. That property is associated with a difference between the spreads of
property is associated with a difference between the spreads of auroral oval. The "true latitude" of an aurora, i.e. the site of overhead aurora, shows the spread of auroral oval at the triggering time of geomagnetic disturbance. From a series of overhead aurorae of 1956-1965, we have shown the relationships occurring, for each geomagnetic component, between the Aa level of subauroral activity and the spread of auroral oval (fig. 1a) (Legrand and Simon, 1988, 1989). A relationship links the average level of subauroral activity and the spread of auroral oval, but for each component, the slope of the activity level
but for each component, the slope of the activity level Aa as well as the maximal spread of the auroral oval are different. Note présentée par Jean COULOMB. Therefore these two separate activity levels, related to the spread of the auroral oval, result in two auroral zones (fig. 1b): — one extending between C = 56 and 67°, with a maximum frequency of auroral display at <E> = 65°, is formed by the fast solar wind, — a second, beginning at <E> = 65°, and extending towards the low latitudes, is generated by the shock waves. SUBAURORAL ACTIVITY AND EQUATORIAL
is generated by the shock waves. SUBAURORAL ACTIVITY AND EQUATORIAL RING CURRENT. — In figure 2, we show two storms, one linked to the solar wind activity, the other linked to a shock wave. One can notice that, although they reach nearly the same maximum level of subauroral activity, on the first storm, the ring current keeps a weak intensity (daily Dst peaks at 30 nT) and declines slowly whereas, on the second storm, it jumps to a high intensity (daily Dst peaks at 110 nT) on the second and last storm day, followed by a 4-day decay. On average
last storm day, followed by a 4-day decay. On average (table), the ratio Dst/Aa is 0.5 during quiet days and recurrent storms and the daily Dst passes occasionally beyond 50 nT and this ratio reaches 0.9 during the days of shock activity and the daily Dst can reach 240 nT. INTERPLANETARY MEDIUM DATA. — We selected 32 events of fast wind stream and of shock wave of which we studied hourly data published by King (1977). We extracted the following points (fig. 3): — For several tens of hours, the intensity of the interplanetary field B enhances beyond 10 nT
intensity of the interplanetary field B enhances beyond 10 nT and the Bz component, perpendicular to the ecliptic plane, undergoes, at a time-scale of a few hours, changes of direction and intensity. — During a shock, if, for 2 or 3 hrs., the Bz component takes a south orientation and an absolute value beyond 10 nT, over the next two hours, the hourly Dst reaches a high level (|Dst| > 100 nT) (see also Gonzales and Tsurutani, 1987). — Inside a wind stream, Bz takes on occasionally the south orientation and the corresponding level and duration, and the Dst does
and the corresponding level and duration, and the Dst does not reach the hourly values noted during a shock. From the above data analysis, we came to the conclusion that during a shock transit, in relationship with a large spread of the auroral oval, a short duration coupling (few hours) of high intensity (Bz > 10 nT) might occur, resulting in high enhancements of auroral electrojets, of the subauroral activity and of the equatorial ring current. During the crossing of a high-speed wind stream, the spread of the auroral oval remains inside a boundary, and the coupling process is a
remains inside a boundary, and the coupling process is a quasi-permanent phenomenon of lower intensity which feeds mainly the auroral electrojets and the subauroral activity. DISCUSSION. — In the interplanetary medium, two mechanisms currently generate the southward Bz component of the magnetospheric coupling: the turbulence of the medium, shown by the scintillation of radio sources, is the source of a Bz component of weak intensity having a random direction, and the movement of magnetic clouds whose field has its own topology. In the case of solar wind, the magnetic field of the solar dipole is frozen in the plasma: its
of the solar dipole is frozen in the plasma: its direction depends upon the movement of the latter. At the earth's orbit, the wind flow in the ecliptic plane gives its direction to the main component of the interplanetary field. In addition, a weak turbulent component occurs which results in a Bz component having a random direction. Due to propagation effects, the distribution around the sun of the wind velocity plays an important role. In front of and behind fast wind streams, a higher and a lower pressure of the medium occur which modify the intensity but not the direction
medium occur which modify the intensity but not the direction of the field (fig. 3). This phenomenon explains the result established by Svalgaard (1977): the value of the geomagnetic index am is closely correlated to an "average" velocity of solar wind at the power 2.25. In the case of magnetic clouds, large-scale magnetic structures of solar origin, trapping a plasma, move in the solar wind (fig. 4) (Gosling et al., 1976; Schwenn and March, 1990). When the magnetosphere passes, the direction of the field, whose direction depends upon the cloud topology, might generate a short magnetospheric coupling. Its intensity depends
topology, might generate a short magnetospheric coupling. Its intensity depends especially upon the velocity of the cloud in the wind. In the case of supersonic velocity, the especially strong coupling generates a shock-wave event. When both fast wind streams and subsonic magnetic clouds contribute together to geomagnetic activity (Burlaga and Behannon, 1987; Behannon et al., 1991), compression is weaker and some fluctuating activity occurs. CONCLUSION. — From the study of interplanetary medium data, of the AE, Aa and Dst series of geomagnetic indices and of a series of "overhead" aurorae we have shown the separate responses of the magnetosphere to
we have shown the separate responses of the magnetosphere to the two solar components of the geomagnetic activity. These results have to be completed by programs taking into account the above classification of the geomagnetic activity which can be confirmed by the consideration of the value of Dst index and of the latitude of aurorae. MÉTHODE DE TRAVAIL. L'activité géomagnétique a deux origines distinctes : l'écoulement permanent du vent solaire qui dépend du cycle du champ du dipole solaire et une série d'événements, associés à des ondes de choc, produits par l'activité du cycle des taches. Les auteurs ont montré
par l'activité du cycle des taches. Les auteurs ont montré que ces deux composantes peuvent se séparer, avec un faible pourcentage d'erreur, à partir de diagrammes de récurrence à 27 jours des indices quotidiens Aa de l'activité magnétique subaurorale (Legrand et Simon, 1989; Simon et Legrand, 1989). La composante « vent solaire » comporte les jours calmes (Aa < 20 nT) et deux catégories de jours perturbés : les orages récurrents de Bartels et une activité au profil d'intensité très irrégulier que nous nommons l' « activité fluctuante ». La composante « activité de choc » concerne uniquement les jours
composante « activité de choc » concerne uniquement les jours d'orages à début brusque non récurrents. De la sorte nous pouvons établir depuis 1868 la répartition quotidienne de chacune de ces catégories d'activité et leurs caractéristiques propres. D'après Mayaud (1973) l'indice journalier Aa est équivalent à l'indice Am qui ne commence qu'en 1959. Une liste de données aurorales ainsi que deux séries d'indices destinés à mesurer les courants auroraux (AE) et l'anneau équatorial de courant. (Dst) nous ont permis d'étudier les phénomènes spécifiques résultant des couplages magnétosphériques de ces deux composantes. On trouvera dans le tableau les moyennes des indices
composantes. On trouvera dans le tableau les moyennes des indices AE, Aa et Dst pour chacune de ces catégories d'activité. L'utilisation de l'indice quotidien Aa nous a conduit à utiliser exclusivement les moyennes quotidiennes des indices AE et Dst. RELATIONS ENTRE L'EXTENSION DE L'OVALE AURORALE ET L'ACTIVITÉ MAGNÉTIQUE SUBAURORALE. L'activité magnétique subaurorale présente deux niveaux d'activité distincts : pour la composante vent solaire, l'indice Aa varie de 0 à 100 nT (valeur rarement dépassée) alors que pour l'activité de choc, il varie de 20 à 350 nT. Cette propriété est associée à une différence dans l'extension de l'ovale auroral. La
associée à une différence dans l'extension de l'ovale auroral. La « latitude vraie » d'une aurore, c'est-à-dire le lieu où elle se forme au zénith, montre l'extension de l'ovale auroral au moment où se déclenche une perturbation. TABLEAU Jours Orages Activité Activité Activité de choc Échantillon AE 133 nT 379 nT 299 nT 409 nT 16 années Aa 11 nT 38 nT 32 nT 62 nT 27 années Dst 1. 5,6 nT 19 nT 22 nT 56 nT 27 années Moyennes annuelles par catégories d'activité des indices journaliers Dst, Aa et AE pour les 16 et 27 années où des
et AE pour les 16 et 27 années où des séries complètes et homogènes d'indices sont disponibles. Pour l'échantillon de 27 ans des Dst, 52,6 des indices concernent les jours calmes, 10 les orages récurrents, 31,6 l'activité fluctuante et 5,8 l'activité de choc. Annual averages by activity category of the daily indices Dst, Act and AE during the 16 and 27 yrs with complete and homogeneous series of indices. In the 27 yrs long set of Dst indices, 52.6% of indices concern quiet days, 10% the recurrent storms of Bartels, 31.6% the fluctuating activity and 5.8% the shock activity. géomagnétique.
31.6% the fluctuating activity and 5.8% the shock activity. géomagnétique. À partir de données zénithales d'aurores des années 1956-1965, nous avons établi les relations liant, pour chacune de ces composantes, le niveau de l'activité donné par l'indice Aa à l'extension de l'ovale auroral (Legrand et Simon, 1988, 1989). Sur la figure 1 a, on remarque que la magnétosphère répond très différemment au passage des ondes de choc et à l'écoulement du vent solaire. Il en résulte deux niveaux d'activité distincts liés à l'extension de l'ovale auroral qui sont associés à la formation de deux zones aurorales (fig. 1 b) :
la formation de deux zones aurorales (fig. 1 b) : — l'une se situant entre P = 56 et 67°, avec un maximum de fréquence d'apparition des aurores à O = 65°, résulte des effets du vent solaire rapide, — l'autre s'étendant au-dessous de P = 65° vers les basses latitudes est engendrée par les chocs. En conséquence l'indice AE qui mesure l'activité de haute latitude de l'électrojet auroral sous-évalue l'activité produite par les chocs (tableau). L'ACTIVITÉ MAGNÉTIQUE SUBAURORALE ET L'INTENSITÉ DE L'ANNEAU ÉQUATORIAL DE COURANT. Surb la figure 2, on présente deux exemples d'orage, l'un lié à l'activité vent
on présente deux exemples d'orage, l'un lié à l'activité vent solaire, l'autre lié à une onde de choc. On voit que, pour un niveau maximum comparable de l'activité magnétique subaurorale, la composante "vent solaire" est associée à un courant équatorial de faible intensité (1 Dst maximum de 30 nT) à évolution lente, alors que l'activité de choc produit un fort courant dont le Dst atteint son maximum de 110 nT le second et dernier jour de l'orage, avec une décroissance qui se poursuit pendant 4 jours. De façon générale (tableau), le rapport Dst / Aa est de 0,5 pendant les
le rapport Dst / Aa est de 0,5 pendant les jours calmes et les orages récurrents avec un jDst 1 quotidien qui dépasse rarement 50 nT et de 0,9 pour l'activité de choc dont le 1 Dst 1 quotidien peut atteindre 240 nT. Pour des raisons que nous verrons plus loin, l'activité fluctuante constitue un cas intermédiaire. LES DONNÉES DU MILIEU INTERPLANÉTAIRE. Pour 32 événements de jets de vent rapide et de chocs, l'étude des données horaires du milieu interplanétaire publiées par King (1977) nous a conduit à faire les constatations suivantes (fig. 3) : — Pour chacun des événements
constatations suivantes (fig. 3) : — Pour chacun des événements retenus, pendant plusieurs dizaines d'heures l'intensité du champ interplanétaire B s'élève et dépasse 10 nT et la composante Bz, perpendiculaire au plan de l'écliptique, subit de façon habituelle des variations en orientation et en intensité qui sont à l'échelle de quelques heures. — Au cours des chocs, lorsque la composante Bz prend, pendant 2 à 3 h, un signe négatif avec une amplitude supérieure à 10 nT, le 1 Dst atteint une valeur horaire très élevée dans les 2 h qui suivent (1 Dst 1 > 100 nT) (voir aussi
qui suivent (1 Dst 1 > 100 nT) (voir aussi Gonzales et Tsurutani, 1987). — À l'intérieur des jets de vents, Bz prend rarement la direction Sud avec cette amplitude et cette durée, et le j Dst n'atteint pas les valeurs horaires observées dans le cas des chocs. De cette analyse, on conclut qu'au passage des ondes de choc, lié à une grande extension de l'ovale auroral, il peut se développer un couplage de courte durée (quelques heures), mais très intense (Bz>10 nT), produisant l'apparition de courants auroraux intenses et d'une activité magnétique subaurorale élevée ainsi que la formation d'un
d'une activité magnétique subaurorale élevée ainsi que la formation d'un anneau équatorial de courant de forte intensité. Tous ces phénomènes s'amortissent avec la constante de temps qui leur est propre. Ces orages à début brusque sont de courte durée (2-3 jours) avec des valeurs quotidiennes des indices AE, Aa et 1 Dst qui peuvent atteindre jusqu'à 950, 350 et 240 nT respectivement. Dans le cas d'un jet de vent rapide, l'ovale auroral a une extension limitée, le couplage est un phénomène quasi permanent et de moindre intensité qui affecte essentiellement les courants auroraux et l'activité magnétique subaurorale. Ces orges récurrents
les courants auroraux et l'activité magnétique subaurorale. Ces orges récurrents ont une durée beaucoup plus longue (jusqu'à 9-10 jours) avec des valeurs quotidiennes des indices AE, Aa et 1 Dst qui dépassent rarement 1000, 100 et 50 nT respectivement. DISCUSSION. Dans le milieu interplanétaire, deux mécanismes produisent la composante Bz Sud nécessaire au couplage magnétosphérique : la turbulence du milieu, observée par la scintillation des radio-sources, qui produit une composante Bz aléatoire de faible intensité, et le déplacement des nuages magnétiques dont le champ a sa propre topologie. Dans le cas du vent solaire, le champ magnétique du dipôle solaire
cas du vent solaire, le champ magnétique du dipôle solaire se trouve gelé dans le plasma : il prend la direction du mouvement du plasma. À l'orbite terrestre, l'écoulement du vent dans le plan de l'écliptique donne sa direction à la composante principale du champ interplanétaire. Il s'y ajoute en permanence une composante turbulente qui est la source d'une composante Bz à direction aléatoire. En raison des phénomènes de propagation, la distribution de la vitesse du vent autour du soleil joue un rôle important. À l'avant et à l'arrière des jets de vent rapide se produisent une compression et une
jets de vent rapide se produisent une compression et une dépression du milieu qui modifient l'intensité du champ magnétique interplanétaire sans en changer l'orientation (fig. 3). Ce dernier phénomène explique le résultat obtenu par Svalgaard (1977) : la valeur de l'indice géomagnétique am est étroitement corrélée à une vitesse « moyenne » du vent solaire à la puissance 2,25. Fig. 4. À gauche : structure d'un nuage magnétique de vitesse supersonique établie le 5 janvier 1978, à 1400 TU, d'après les données des satellites Helios (A et B) et Imp 8, de la sonde Voyager 2 et de l'observation de
8, de la sonde Voyager 2 et de l'observation de quatre sources radio (x). À droite : modèle théorique de champ magnétique dans un nuage magnétique (Schwenn et March, 1990). Dans le cas d'un nuage magnétique, c'est une structure magnétique à grande échelle d'origine solaire, piégeant un plasma, qui se déplace dans le vent solaire (fig. 4) (Gosling et al., 1976; Schwenn et March, 1990). Au passage de la magnétosphère, les différentes orientations du champ liées à la topologie du nuage peuvent amener un couplage de courte durée dont l'intensité dépend en particulier de la compression résultant de la vitesse
dépend en particulier de la compression résultant de la vitesse du nuage par rapport au milieu. Elle est particulièrement forte dans le cas d'une vitesse supersonique ce qui produit une activité de choc. Lorsque des jets de vent et des nuages magnétiques de vitesse subsonique contribuent ensemble à la production d'activité géomagnétique (Burlaga et Behannon, 1987; Behannon et al., 1987), la compression est moindre : on observe alors de l'activité fluctuante. CONCLUSION. — En combinant les données du milieu interplanétaire, les séries d'indices AE, Aa et Dst et une série d'observations zénithales d'aurores, nous avons pu mettre en évidence les
d'observations zénithales d'aurores, nous avons pu mettre en évidence les réponses de la magnétosphère à deux modes de couplage distincts. Un couplage permanent, mais d'intensité peu élevée, associé à l'écoulement du vent solaire. — Un couplage intense, mais de courte durée, résultant de la rencontre d'inhomogénéités de grandes dimensions animées dans le vent solaire de vitesses supersoniques. Nous avons identifié les phénomènes magnétosphériques propres à chacun de ces mécanismes et précisé leurs ordres de grandeurs. L'étude complète de tous ces processus requiert des programmes de recherche tenant compte de l'existence de ces deux types de couplage. Enfin ceci nous montre
de ces deux types de couplage. Enfin ceci nous montre que la réponse du Dst fournit un critère complémentaire de classification de l'activité géomagnétique en fonction des phénomènes qui en sont la source. Note remise le 25 mai 1992, acceptée après révision le 8 janvier 1993. RÉFÉRENCE BIBLIOGRAPHIQUE K. W. BEHANNON, L. F. BURLAGA et A. HEWISH, Structures and evolution of compound streams at 1 AU, J. Geophys. Res., 1991, p. 21,213-21,255. L. F. BURLAGA et K. W. BEHANNON, Compound streams, magnetic clouds and major magnetic storms, J. Geophys. Res., 92, 1987, p. 5725-5734. W. D. GONZALES et B. T.
92, 1987, p. 5725-5734. W. D. GONZALES et B. T. TSURUTANI, Criteria of interplanetary parameters causing intense magnetic storms (Dst <-100 nT), Planetary and Space Science, 35, 1987, p. 1101-1109. J. T. GOSLING, E. HILNER, R. M. MACQUEEN, R. H. MUNRO, A. I. POLAND et C. L. ROSS, The speeds of coronal mass ejection events, Solar Phys., 48, 1976, p. 389-397. J. KING, Interplanetary Medium Data Book, NSSDC/WDCA, Goddard Space Flight Center, Maryland, 1977. J. P. LEGRAND et P. A. SIMON, Shock waves, solar streams and the spread of aurorae in latitude, J. Br. Astron. Assoc., 98, 1988, p. 311-312.