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Bilan PNST, Paris, 28-30/09/2005  David A. Hardy Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire Observatoire.

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1 Bilan PNST, Paris, 28-30/09/2005  David A. Hardy Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire Observatoire de Paris, LESIA, CNRS 8109, Meudon, France K.Issautier, N. Meyer-Vernet, M. Maksimovic, M. Moncuquet, S. Hoang, A. Mangeney, I. Zouganelis, J.-L. Bougeret

2 Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire  Méthode de mesure : spectroscopie bruit thermique  Paramètres plasmas des électrons à grande échelle en fonction du cycle solaire :  Ulysse ( passage rapide pôle à pôle),  Wind (10 ans dans l’écliptique)  Vent solaire à petite échelle: mesures de densité  Conclusion Plan :

3 Mouvement des particules produit fluctuations électrostatiques  Méthode de bruit quasi-thermique, utilisant des antennes fils et un récepteur radio sensible Méthode de mesure in situ dans l’espace Principe de la méthode de bruit thermique Concept ~ antenne en équilibre avec un corps noir • Ondes électrostatiques qui excitent le plasma (ondes e.m. pour C.N.) qui ne se propagent pas donc diagnostic local, in situ du milieu. • Vent solaire n’est pas à l’équilibre: FDV n’est pas une Maxwellienne.

4 Méthode de mesure in situ dans l’espace Principe de la méthode de bruit thermique Concept ~ antenne en équilibre avec un corps noir • Ondes électrostatiques qui excitent le plasma (ondes e.m. pour C.N.) qui ne se propagent pas donc diagnostic local, in situ du milieu. • Vent solaire n’est pas à l’équilibre: FDV n’est pas une Maxwellienne. Densité spectrale aux bornes des antennes dépend des fonctions de distributions en vitesse des particules  Mesure des moments des distributions

5 Exemple tyique avec Ulysses/Urap Ref.: Issautier et al., J. Geophys. Res., 104, 1999 Principe de la méthode: mesure des paramètres plasma  Ajustement théorie/observations  Diagnostic précis du plasma 6 paramètres du plasma: N e, T c, N h /N c, T h /T c, V sw, T p

6 Exemples de mesures dans les environnements planétaires Ulysse Tore de Io Wind plasmasphère Cassini Saturne Ref.: Moncuquet et al., 2005

7 Exploration rapide des hautes latitudes solaires

8 Exploration de pôle-à-pôle d’Ulysse Près du minimum solaire fpfp fpfp 80°S 80°N 0° Près du maximum solaire fr é quenc e Temps Ref.: Issautier et al., Solar Physics, 221, , Trou coronal

9 TcTc NeNe Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire Profil de température: comportement à mi-chemin entre variation adiabatique et isotherme Ref.: Issautier et al., Solar Wind 10, 2003 Profil de densité: expansion sphérique du vent rapide du pôle, à vitesse constante. Latitude > 72 °

10 TcTc NeNe Ref.: Issautier et al., Solar Wind 10, 2003 Indice de la loi de puissance en accord avec celui obtenu près du minimum solaire dans le trou coronal polaire de l’hémisphère sud. Latitude > 72 ° Caractéristiques similaires des trous coronaux polaires au cours d’un cycle solaire Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire

11 Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique Minimum solaire Maximum solaire  Dans le vent rapide issu des trous coronaux polaires: 2.6x10 -9 Pa en minimum et en maximum  Dans le vent lent: 2.2x10 -9 Pa  V 2 normalisée à 1AU Mesures URAP/SWOOPS/ULYSSE

12 Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique Minimum solaire Maximum solaire  Changement de la pression dynamique est principalement dû à la proportion de vent rapide / vent lent au cours du cycle  Forme de l’héliosphère symétrique en min et en max  Seulement 20% de variations entre les 2 courbes.  V 2 normalisée à 1AU Mesures SWOOPS/ULYSSES

13 Analyse des 10 ans de données Wind/Waves/TNR: Densité, température thermique des électrons et vitesse du vent NeNe TcTc V sw  Mélange de vents lent/rapide  Différentes populations dans distributions des paramètres plasmas Variations à grande échelle de N e, et T c en fonction du cycle solaire, entre Ref.: Issautier, Perche, Hoang, Lacombe, Maksimovic, Bougeret, Salem, 2005

14  Densité moyenne électronique : 15% de variation entre minimum et maximum  Anticorrélation de la densité en fonction du nombre de taches dans l’écliptique  Température moyenne électronique: 20% de variation entre minimum et maximum  Corrélation positive de la température en fonction du nombre de taches, en particulier pour la population la plus chaude Variations à grande échelle de la densité et température en fonction du cycle solaire, entre 1995 – 2003: Wind

15 Spectre de Puissance (cm -6 /Hz) Faible Lat. f -5/3 Rotation solaire 2 min Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire • Mélange vent lent/rapide à basse latitude (0°-22°):  Spectre varie globalement en f -5/3 dans domaine inertiel  Spectre de puissance avec indice en Kolmogorov suggère présence d’une cascade de la turbulence des grandes vers petites échelles. Fréquence (Hz) Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005

16 Fréquence (Hz) Spectre de Puissance (cm -6 /Hz) Faible Lat. f -5/3 Rotation solaire 2 min Haute Lat. f -5/3 f -1.3 Fréquence (Hz) Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005  Résultats en accord avec ceux obtenus sur Helios 2 dans vent rapide (Tu & Marsch, 1995)  «Cassure » observé aussi sur spectre des fluctuations de B dans vent rapide (Tu & Marsch, 1995 and Horbury, 1999)

17  Ecart à la gaussianité dû aux événements intermittents pour échelles > min  Pour Wind, échantillon à la seconde, série de nouveaux événements mal définis Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 4 min h sur Ulysse

18 Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 6 s – 3.5 min sur Wind

19 Conclusions  Structure à grande échelle du vent solaire plus compliquée au maximum qu’au minimum solaire.  Caractéristiques du vent rapide identiques au cours du cycle Prochain passage rapide N/S d’Ulysse au minimum fin 2006  Transport de l’énergie dans un plasma non collisionnel fondamental Etude du vent solaire aux petites échelles (Ulysse, Wind, Stéréo)


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