Qu’est-ce qui cause les aurores boréales ? La science expliquée

Chaque fois que vous voyez une photo de voiles verts ondulant dans un ciel arctique sombre, vous observez une succession d’événements qui a commencé à 150 millions de kilomètres, à la surface du Soleil. Comprendre ce qui les provoque permet aussi de prévoir quand et où les aurores boréales apparaîtront.

Le Soleil : tout commence là

Les aurores boréales commencent avec le Soleil. Notre étoile n’est pas une boule de feu statique. C’est un système magnétiquement actif qui projette constamment du plasma dans l’espace. Ce flux continu de particules chargées (principalement des électrons et des protons) est appelé le vent solaire.

Le vent solaire se déplace généralement à 300–800 km/s et atteint la Terre en environ 2–4 jours. Lors d’événements CME extrêmes, sa vitesse peut dépasser 1 000 km/s et le temps de trajet être inférieur à 24 heures. Il est invisible et inoffensif à cette distance, mais transporte une énorme quantité d’énergie. Par temps calme, le vent solaire est un flux doux et régulier. Lors des périodes d’activité, le Soleil peut lancer de violentes éruptions qui amplifient considérablement le flux et compriment le bouclier magnétique terrestre.

Deux types d’événements solaires à l’origine des aurores

Tous les vents solaires ne se valent pas. L’intensité des aurores dépend largement du type d’activité solaire à l’origine du phénomène :

• Éjections de masse coronale (CME) : D’immenses éruptions de plasma magnétisé projetées directement depuis la surface du Soleil. Une seule CME peut contenir des milliards de tonnes de matière solaire. Lorsqu’une CME se dirige vers la Terre, elle arrive généralement en 15–72 heures et provoque les tempêtes géomagnétiques les plus puissantes, celles qui amènent les aurores jusqu’aux latitudes moyennes. Les CME sont les événements majeurs qui font apparaître les aurores boréales dans des villes comme Londres, Chicago ou Berlin.
• Flux de vent solaire à grande vitesse : Des régions du Soleil appelées trous coronaux libèrent un flux de vent solaire plus rapide et plus continu. Ces flux tournent avec le Soleil, dont la période est de 27 jours, ce qui signifie qu’ils peuvent revenir de façon prévisible. Ils produisent une activité aurorale modérée et soutenue plutôt que des tempêtes intenses ponctuelles, et sont responsables d’une grande partie des aurores habituelles visibles semaine après semaine depuis les destinations de haute latitude.

Le bouclier magnétique terrestre : la magnétosphère

Si le vent solaire frappait directement la surface terrestre, les conséquences pour la vie seraient graves. Heureusement, le champ magnétique de la Terre, généré par les courants de convection dans le noyau externe liquide de la planète, crée une bulle protectrice appelée magnétosphère.

La magnétosphère dévie la majeure partie du vent solaire autour de la planète. Elle se comprime du côté éclairé par le Soleil (jusqu’à environ 10 rayons terrestres) et s’étire en une longue queue du côté nocturne (sur des centaines de rayons terrestres). Cette forme asymétrique est due à la pression constante du vent solaire qui s’exerce contre elle.

Quand le bouclier s’ouvre : la reconnexion magnétique

Le vent solaire transporte son propre champ magnétique. Lorsque celui-ci est orienté vers le sud, à l’opposé du champ terrestre orienté vers le nord à la limite côté jour, un processus appelé reconnexion magnétique entre en jeu. Les lignes de champ opposées fusionnent puis se rompent, libérant une énergie considérable et ouvrant des passages temporaires qui permettent aux particules solaires d’affluer dans la magnétosphère.

Ces particules sont ensuite accélérées le long des lignes du champ magnétique terrestre vers les régions polaires, où les lignes convergent et plongent dans l’atmosphère. C’est pourquoi les aurores apparaissent sous forme d’anneaux autour des pôles magnétiques plutôt que de manière uniforme dans tout le ciel.

L’ovale auroral

La région où les aurores se produisent régulièrement est appelée ovale auroral — une zone en forme d’anneau centrée sur le pôle magnétique terrestre, généralement située autour de 65–72 degrés de latitude magnétique. Depuis le sol, cette zone apparaît comme une bande qui encercle les régions polaires.

Par temps calme, l’ovale auroral reste proche des pôles magnétiques et n’est visible principalement que depuis des endroits comme Tromsø, Fairbanks et Yellowknife. Lorsqu’une tempête géomagnétique survient et que l’indice Kp augmente, l’ovale s’étend vers l’équateur. À Kp 7, il peut atteindre l’Écosse et Seattle. À Kp 9, niveau enregistré en mai 2024, il peut s’étendre jusqu’au sud de l’Espagne et du Texas.

Un point subtil mais important : la latitude magnétique n’est pas la même chose que la latitude géographique. Le pôle Nord magnétique terrestre est décalé par rapport au pôle Nord géographique. Il s’est déplacé rapidement : en 2025, il se trouve à environ 86°N, 164°E dans l’océan Arctique, après avoir dépassé le pôle géographique en direction de la Sibérie (selon le World Magnetic Model 2025, tenu à jour par le NCEI et le British Geological Survey). Ainsi, Édimbourg (56°N géographique) se situe à environ 58° de latitude magnétique, tandis que Moscou (56°N géographique) n’est qu’à environ 52° de latitude magnétique. Édimbourg voit bien plus souvent des aurores que Moscou, malgré des latitudes géographiques identiques.

La collision : comment la lumière est produite

C’est là que se crée le spectacle visuel. Lorsque des électrons accélérés descendent le long des lignes du champ magnétique et atteignent la haute atmosphère, à une altitude d’environ 80–300 km, ils entrent en collision avec des atomes et des molécules d’oxygène et d’azote.

Ces collisions transfèrent de l’énergie aux atomes de gaz, faisant passer leurs électrons à des niveaux d’énergie supérieurs, un phénomène appelé excitation. Un atome excité est instable. En quelques microsecondes à quelques secondes, il libère cette énergie supplémentaire sous forme d’un photon lumineux et l’électron retourne à son état normal. Des millions de collisions simultanées sur des centaines de kilomètres de ciel produisent les voiles lumineux, les arcs et les rayons que nous appelons aurores.

La couleur précise de la lumière émise dépend entièrement du gaz excité et de l’altitude à laquelle a lieu la collision, faisant d’une aurore une carte lisible de la chimie atmosphérique.

Pourquoi les aurores ont-elles différentes couleurs ?

Les couleurs des aurores ne sont pas aléatoires. Elles sont une empreinte précise de la chimie atmosphérique et de l’altitude. Chaque gaz émet des longueurs d’onde spécifiques lorsqu’il est excité, et la densité atmosphérique varie avec l’altitude, ce qui influe sur le temps pendant lequel les atomes restent excités avant d’émettre leurs photons.

Aurore verte : le spectacle emblématique

Le vert est de loin la couleur aurorale la plus courante, car il provient des atomes d’oxygène excités à 90–150 km d’altitude, dans la partie la plus dense de la zone aurorale. En revenant à leur état excité, les atomes d’oxygène émettent un photon vert vif à 557.7 nanomètres. C’est dans cette plage d’altitude que l’atmosphère absorbe la plupart des électrons responsables des aurores, ce qui fait du vert la couleur dominante dans presque tous les phénomènes observés dans le monde.

Aurore rouge : la lueur de haute altitude

Au-dessus de 300 km, l’oxygène est toujours présent, mais la densité atmosphérique est extrêmement faible. À cette altitude, les atomes d’oxygène excités ont le temps d’émettre un photon rouge à 630 nanomètres avant d’entrer en collision avec un autre atome. Comme l’atmosphère y est très ténue, les aurores rouges nécessitent un bombardement intense de particules, généralement lors de tempêtes à Kp 6+. Les aurores rouges apparaissent souvent sous la forme d’une lueur cramoisie diffuse au-dessus des principaux voiles verts, ou d’une intense flambée rouge dans le ciel lors des événements les plus puissants.

Violet et bleu : l’azote à la bordure inférieure

La bordure inférieure des voiles auroraux présente souvent une frange violette ou mauve bien distincte. Elle provient des molécules d’azote ionisées à environ 100 km d’altitude. L’azote émet un mélange de longueurs d’onde bleues et rouges qui se combinent visuellement pour produire du violet. Lorsque vous observez un bord inférieur net sur une aurore, avec une bordure colorée, vous voyez la limite où les électrons entrants sont arrêtés par l’atmosphère plus dense située en dessous.

Rose : la couleur visible la plus rare

Lorsque le bombardement de particules est assez puissant pour descendre sous 100 km, les molécules d’azote dominent et émettent une lumière rose-rouge. Une aurore rose au bas des voiles est un signe fiable d’une tempête intense, généralement à Kp 7 ou plus. Pendant l’événement G5 de mai 2024, des observateurs de Scandinavie et du nord du Canada ont signalé des franges rose vif et magenta, sans équivalent depuis des années.

L’indice Kp : mesurer la puissance des tempêtes

L’ indice Kp est la mesure standard des perturbations géomagnétiques, sur une échelle de 0 à 9. Il est mis à jour toutes les trois heures à partir des données de 13 stations magnétométriques dans le monde. Pour les chasseurs d’aurores, Kp est l’indicateur le plus clair de la distance à laquelle les aurores seront visibles par rapport aux pôles, une nuit donnée.

Plus Kp est élevé, plus l’ovale auroral s’étend vers l’équateur. Kp 5 est classé comme une tempête géomagnétique mineure et fait apparaître des aurores dans des endroits comme Édimbourg et Juneau. Kp 7 atteint Londres et Chicago. Kp 9, niveau enregistré en mai 2024, a fait apparaître des aurores jusqu’en Floride, au Texas et en Afrique du Nord.

L’indice Kp n’est pas un indicateur de luminosité. Il indique l’étendue géographique des aurores, et non leur aspect spectaculaire depuis un point de vue particulier. Une sous-tempête à Kp 3 peut produire des voiles impressionnants et très mobiles pour les observateurs situés dans l’ovale auroral, tandis qu’un épisode prolongé à Kp 6 peut se manifester par une lueur diffuse pour les observateurs des latitudes moyennes. Dans les deux cas, il s’agit de véritables aurores boréales produites par les mêmes processus physiques.

CME et flux de vent solaire : qu’est-ce qui crée les meilleures aurores ?

Comprendre la différence entre ces deux facteurs solaires aide à anticiper la qualité et la durée des aurores avant leur arrivée.

Éjections de masse coronale (CME)

Une CME est une explosion soudaine de plasma magnétisé provenant de la couronne solaire. Une seule CME peut transporter 10 billion tonnes de matière solaire à une vitesse de 500–3 000 km/s. Lorsqu’une CME dirigée vers la Terre arrive, elle comprime la magnétosphère et déclenche souvent des tempêtes géomagnétiques intenses et rapides, durant 12–36 heures.

À son arrivée, la variable essentielle est l’orientation du champ magnétique de la CME. Si le champ de la CME est orienté vers le sud à son arrivée (à l’opposé de celui de la Terre), la reconnexion magnétique s’accélère et la tempête s’intensifie rapidement. C’est pourquoi deux CME de taille similaire peuvent produire des aurores très différentes : l’une, arrivant avec un champ orienté vers le nord, perturbe à peine la magnétosphère, tandis que l’autre, avec un champ orienté vers le sud, peut faire passer Kp à 8 ou 9 quelques heures après l’impact.

Flux de vent solaire à grande vitesse

Les trous coronaux, régions sombres du Soleil où le champ magnétique s’ouvre vers l’espace, libèrent un flux de vent solaire plus rapide et moins dense. Contrairement aux CME, ces flux sont prévisibles. Comme le Soleil effectue une rotation tous les 27 jours, un trou coronal actif qui produit un flux à Kp 4–5 cette semaine est susceptible d’en produire un similaire dans 27 jours. Les prévisions à 27 jours d’AuroraMe s’appuient sur ce cycle de rotation pour signaler les périodes où la probabilité d’activité est statistiquement élevée.

L’activité provoquée par les flux est plus douce et plus longue : elle maintient les aurores actives dans l’ovale auroral pendant des jours plutôt que de produire une seule poussée intense.

Télécharger sur l’ App Store ★ 4.7

TÉLÉCHARGER SUR Google Play ★ 4.8

App Store

Google Play

Scannez avec votre téléphone pour télécharger

Aurores australes : le miroir du Sud

Tout ce qui précède s’applique également à l’hémisphère Sud. Le même processus physique — le vent solaire interagissant avec la magnétosphère terrestre et excitant les gaz atmosphériques — produit les aurores australes (« aube australe ») autour du pôle magnétique sud, simultanément aux aurores boréales du nord.

Les aurores australes et boréales apparaissent comme des images miroir dans des ovales auroraux conjugués. Lors d’une tempête géomagnétique, les deux ovales s’étendent de la même manière et au même moment. Les aurores boréales sont simplement plus souvent observées parce que davantage de personnes vivent dans les hautes latitudes du nord, mais les aurores australes sont tout aussi lumineuses et colorées.

Les meilleurs endroits pour observer les aurores australes sont le sud de la Nouvelle-Zélande (régions d’Otago et de Southland), la Tasmanie, l’extrémité sud de l’Argentine (Ushuaïa) et l’Antarctique. Lors de fortes tempêtes, des aurores australes ont été photographiées depuis Melbourne et Le Cap. AuroraMe établit des prévisions pour les deux hémisphères. Si vous prévoyez un voyage à Queenstown ou à Ushuaïa, les mêmes seuils Kp s’appliquent, en miroir de votre latitude magnétique dans l’hémisphère Sud.

Combien de temps durent les aurores ?

La durée des aurores varie considérablement selon la cause de l’activité :

• Bouffée de sous-tempête : 15–45 minutes d’aurores intenses et très mobiles. C’est le type de spectacle le plus impressionnant : des rayons lumineux balaient le ciel, les voiles se replient et pulsent, et les couleurs passent du vert au violet. Des sous-tempêtes peuvent survenir même dans des conditions modérées de Kp 2–3 et constituent souvent le moment fort d’un voyage d’observation à haute latitude.
• Tempête provoquée par une CME : Une importante tempête géomagnétique provoque généralement une activité aurorale pendant 12–36 heures, même si la phase la plus intense peut ne durer que 3–6 heures. Après le début soudain de la tempête, il y a souvent une accalmie avant le début de la principale phase d’activité.
• Activité liée aux flux de vent solaire : L’interaction avec un flux à grande vitesse peut maintenir un Kp élevé et des aurores de fond pendant 2–4 jours, généralement avec une intensité moindre qu’après l’impact direct d’une CME.

Pour l’observation, une fois le spectacle commencé, vous disposez généralement de 30–90 minutes d’activité optimale. Passer une heure entière dehors offre une expérience très différente d’un coup d’œil de 5 minutes, car le spectacle évolue sans cesse et sa phase la plus spectaculaire survient souvent après 20–30 minutes.

Peut-on prévoir les aurores ?

Les prévisions aurorales à court terme (0–3 heures) sont assez fiables, à plus de 80%, car les données du vent solaire arrivent du satellite DSCOVR de NOAA, situé au point de Lagrange L1, à environ 1.5 million km en amont de la Terre. Ce satellite fournit un avertissement d’environ 15–60 minutes avant que le vent solaire n’atteigne la magnétosphère terrestre, ce qui permet d’établir des prévisions aurorales presque en temps réel.

Les prévisions à moyen terme (1–3 jours) dépendent de la détection d’une CME quittant le Soleil. Le Space Weather Prediction Center de NOAA suit les CME dirigées vers la Terre à l’aide des images coronographiques LASCO et calcule leur heure d’arrivée selon leur vitesse et leur trajectoire. Ces prévisions comportent une marge d’erreur plus importante, l’heure d’arrivée étant généralement estimée à ±7 heures près, mais elles permettent de libérer une soirée et de se préparer.

Les prévisions à long terme (au-delà de 3 jours) restent largement statistiques. Les prévisions à 27 jours d’AuroraMe offrent des indications fondées sur des probabilités et sur la période de rotation du Soleil, mais il est impossible de prévoir avec précision les événements CME individuels plus de quelques jours à l’avance. La conclusion est claire : les alertes d’aurores sont importantes. Les meilleurs événements se développent et atteignent leur apogée en quelques heures. Configurer à l’avance un système d’alertes en temps réel est la mesure la plus efficace que vous puissiez prendre pour augmenter vos chances de voir les aurores boréales.

Le cycle solaire et pourquoi 2026 est une année particulière

La fréquence des aurores n’est pas constante d’une année à l’autre. Le Soleil suit un cycle d’activité magnétique d’environ 11 ans, suivi en comptant les taches solaires, ces zones sombres à sa surface où se concentre le champ magnétique. Plus il y a de taches solaires, plus il y a d’éruptions solaires et de CME, et donc d’aurores.

Nous sommes actuellement dans le cycle solaire 25, qui a commencé en décembre 2019. Les premières prévisions de NOAA et de la NASA annonçaient un cycle inférieur à la moyenne. Le Soleil en a décidé autrement. En 2023, le nombre de taches solaires avait déjà dépassé le maximum prévu. Le cycle a continué de s’intensifier, produisant un rare profil à double pic qui a prolongé une forte activité jusqu’en 2026.

• Premier pic : fin 2023 à mi-2024, avec notamment la supertempête G5 de mai 2024, l’événement le plus puissant depuis 2003
• Deuxième pic : 2025 à 2026, avec une activité élevée soutenue, des CME fréquentes et plusieurs tempêtes G3–G4
• Concrètement, cela signifie : les aurores sont visibles aux latitudes moyennes plusieurs fois par mois plutôt que quelques fois par an. Des villes comme Édimbourg, Copenhague, Helsinki et Seattle voient régulièrement des aurores pendant les périodes actives. Londres, Berlin et Chicago en voient plusieurs fois par an lors des tempêtes.

Le prochain maximum solaire n’est pas attendu avant environ 2036. Lorsque ce cycle s’essoufflera, probablement d’ici 2027–2028, les aurores se replieront vers les pôles pendant plusieurs années. La fenêtre favorable est ouverte en ce moment.

Foire aux questions

Pourquoi les aurores ont-elles différentes couleurs ?

La couleur des aurores dépend du gaz atmosphérique excité et de l’altitude. Le vert provient de l’oxygène à 90–150 km et constitue la couleur la plus courante dans les aurores. Le rouge provient de l’oxygène au-dessus de 300 km, où l’atmosphère ténue laisse aux atomes le temps d’émettre à la plus grande longueur d’onde rouge, ce qui nécessite une tempête à Kp élevé. Le violet et le bleu proviennent de molécules d’azote ionisées à environ 100 km et apparaissent souvent comme la bordure inférieure nette des voiles auroraux. Le rose provient de l’azote sous 100 km et est rare : il n’apparaît que lors de tempêtes extrêmes, lorsque le bombardement de particules pénètre exceptionnellement profondément dans l’atmosphère.

Peut-on voir des aurores depuis l’équateur ?

Dans des conditions normales, non : les aurores nécessitent une latitude magnétique supérieure à environ 55 degrés. Toutefois, lors des tempêtes géomagnétiques les plus extrêmes (Kp 9, classées G5 par NOAA), l’ovale auroral s’étend considérablement. L’événement G5 de mai 2024 a produit des aurores visibles jusqu’au sud du Texas, en Espagne, en Afrique du Nord et au Japon. De tels événements ne se produisent que quelques fois par cycle solaire et ne peuvent être prévus plus d’un ou deux jours à l’avance.

Qu’est-ce qu’une CME ?

Une éjection de masse coronale (CME) est une grande éruption de plasma magnétisé provenant de la couronne solaire. Une CME peut contenir des milliards de tonnes de matière solaire se déplaçant à 500–3 000 km/s. Lorsqu’une CME dirigée vers la Terre arrive (généralement 15–72 heures après son éruption), elle comprime la magnétosphère terrestre et déclenche des tempêtes géomagnétiques. Les CME puissantes, classées G3 ou plus, sont responsables des aurores visibles aux latitudes moyennes. La fonctionnalité Sun Intelligence d’AuroraMe suit les CME à l’aide de 9 flux NOAA en direct et avertit dès qu’une CME dirigée vers la Terre est confirmée.

Combien de temps durent les aurores ?

Cela dépend du facteur déclencheur. Une sous-tempête aurorale, le type de spectacle le plus impressionnant, dure 15–45 minutes. Une tempête géomagnétique provoquée par une CME peut maintenir les aurores pendant 12–36 heures, même si la phase la plus intense dure généralement 3–6 heures. L’activité liée aux flux de vent solaire peut produire des aurores modérées et prolongées pendant 2–4 jours. Pour l’observation, prévoyez au moins une heure dehors une fois le spectacle commencé, car les phases les plus spectaculaires se développent souvent 20–30 minutes après le début de l’événement.

Quelle est la différence entre les aurores boréales et les aurores australes ?

Les aurores boréales se produisent autour du pôle Nord magnétique terrestre. Les aurores australes se produisent simultanément autour du pôle Sud magnétique, en image miroir. Les deux sont provoquées par le même processus — l’interaction du vent solaire avec la magnétosphère terrestre — et les deux ovales s’étendent de la même manière lors des tempêtes géomagnétiques. Les meilleurs endroits pour observer les aurores australes sont le sud de la Nouvelle-Zélande, la Tasmanie, la Patagonie et l’Antarctique. AuroraMe couvre les deux hémisphères avec la même précision de prévision.

Peut-on prévoir les aurores ?

Oui, avec une précision qui varie selon l’échéance. Les prévisions en temps réel (0–1 heure) sont très fiables grâce aux données du vent solaire en amont provenant du satellite de surveillance L1 de NOAA (DSCOVR). Les prévisions à un à trois jours reposent sur la détection des CME et l’analyse de leur trajectoire, avec une précision d’environ plus ou moins 7 heures sur l’heure d’arrivée. Au-delà de 3 jours, seules des prévisions statistiques fondées sur la rotation du Soleil en 27 jours sont possibles. Voilà pourquoi les alertes comptent davantage que les vérifications quotidiennes : la fenêtre d’action ne dure souvent que quelques heures.

Sources

• NOAA Space Weather Prediction Center — Aurora — présentation officielle du gouvernement américain sur la formation des aurores et l’activité géomagnétique
• NASA Heliophysics — Magnetosphere-Ionosphere Coupling — interaction du champ magnétique terrestre avec le vent solaire
• NOAA SWPC — Planetary K-index — mesure en temps réel de l’activité géomagnétique dérivée des données de 13 stations magnétométriques dans le monde
• NASA — What Is the Solar Wind? — comment les particules chargées du Soleil déclenchent les aurores
• Newell et al. (2014) — OVATION Prime-2013 — modèle de précipitation aurorale utilisé par NOAA pour les prévisions opérationnelles d’aurores (Space Weather, AGU)
• Matzka et al. (2021) — The Geomagnetic Kp Index — description scientifique de référence de l’indice Kp par ses gestionnaires du GFZ Potsdam (Space Weather, AGU)
• La tempête Gannon (2024) — observations de sciences participatives pendant la supertempête géomagnétique G5 de mai 2024, la plus puissante depuis 2003 (Geoscience Communication)
• NCEI — Wandering of the Geomagnetic Poles — suivi de la migration du pôle Nord magnétique terrestre, aujourd’hui situé à ~86°N dans l’océan Arctique

Le modèle de sous-tempête aurorale mentionné dans ce guide a été décrit pour la première fois par Syun-Ichi Akasofu, du Geophysical Institute de l’Université d’Alaska à Fairbanks, en 1964. Ce travail fondateur a contribué à la physique de la magnétosphère. Le concept d’ovale auroral a été proposé par Yakov Feldstein et G.V. Starkov à l’IZMIRAN (Russie) dans les années 1960. Le modèle de prévision aurorale OVATION utilisé par NOAA a été mis au point par Patrick Newell et ses collègues du Johns Hopkins Applied Physics Laboratory.