14–15 mars 2011, CIAS, Observatoire de Paris-Meudon

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Search-Coils à Jupiter : de Galileo à EJSM ou Pourquoi chercher à mesurer les fluctuations de champs magnétiques entre 0.1 Hz et 100 kHz dans le système jovien ? Thomas Chust, LPP, Palaiseau-St Maur Atelier « Exploration Radio, Plasma et UV des Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède », 14–15 mars 2011, CIAS, Observatoire de Paris-Meudon

Plan Objectifs scientifiques Ondes plasmas (revue et prospective) Exemple filamentation de l’aile d’Alfvén à Io Exemple ondes cyclotroniques ioniques à Io Exemple ondes Whistler à Europe Exemple ondes Whistler à Ganymède Ondes radios (revue et prospective) Exemple émissions radio à Ganymède Synthèse observations Galileo Synthèse observations Cassini Magnétomètre search-coil proposé pour EJSM

Objectifs Scientifiques
Etudier l’électrodynamique du système jovien : Déterminer les champs d’onde électriques & magnétiques (KAW, ICW, ondes Whistler, ondes radio …) dans la magnétosphère de Jupiter (“rotateur rapide”) Caractériser l’interaction du magnétoplasma jovien et des lunes galiléennes (“système binaire”) Processus ondes électromagnétiques de “haute-fréquence” : - Reconnection / instabilité de large échelle (magnétosphères de Jupiter & Ganymède) - Accélération & chauffage des particules (électrons & ions) - Transferts d’énergie (interaction onde-particule, couplage de modes, turbulence) - Chargement en masse (ramassage d’ions nouvellement nés) Emissions radio (aurores polaires, tore d’Io, émissions QP, Ganymède)

Nécessité de mesurer plusieurs composantes
La mesure simultanée des 3 composantes magnétiques et de 2 composantes électriques permet la caractérisation complète des ondes électromagnétiques. Par analyse de Fourier classique : matrice spectrale 5  5 Sinon d’autres techniques, à partir du traitement de la forme d’onde

Plan Objectifs scientifiques Ondes plasmas (revue et prospective) Exemple filamentation de l’aile d’Alfvén à Io Exemple ondes cyclotron ionique à Io Exemple ondes Whistler à Europe Exemple ondes Whistler à Ganymède Ondes radios (revue et prospective) Exemple émissions radio à Ganymède Synthèse observations Galileo Synthèse observations Cassini Magnétomètre search-coil proposé pour EJSM

Ondes électromagnétiques à Jupiter :
fréquences typiques du magnétoplasma Io Europa Ganymède Callisto B (nT) 2000 450 100 40 fce (kHz) 56 12.5 2.8 1.1 fci (Hz) 30 7 1.5 0.6 ne (cm-3) 3000 250 10 0.5 fpe 492 142 28.4 6.3 fpi 11.5 3.3 0.66 0.15 < 50 kHz

ondes plasmas Filamentation des ailes d’Alfvén : ~0.5 Hz – 1000 Hz => ondes d’Alfvén cinétiques (KAW) ou inertielles (IAW), ondes cyclotron ioniques (ICW), ondes magnétosonores (MSW), … ? Effets des ions nouvellement nés (pickup ions) : ~DC – 100 Hz => ICW + ondes de Bernstein ioniques (IBW), structures sur le mode « miroir » Instabilité de courant large échelle : ~DC – 1000 Hz (mode interchange, dynamique de transport dans le magnétodisque, …) => similaire à la filamentation des ailes d’Alfvén? Existence d’ondes de sifflement (Whistler, WW) : ~ 10 Hz – 30 kHz => cône de perte dans les f.d.d (Europa, Ganymède) ? plasma anisotrope (observations sporadiques) ?

Io-Jupiter electrodynamic interaction
? B flow ? Alfvén wings Io magnetic footprints and trails (1 × 1012 W) (1-5 × 1011 W)

A model with filamented/fragmented Alfvén wings ?
2) strongly dissipative 1) weakly reflected Jupiter’s ionosphere (moving) magnetospheric plasma possibly large E|| (small-scale waves) B ? plasma flow ? Io torus ? moon (at rest) ?

I-0: Downstream wake pass (1)
Middle of the wake ! B (Alt. 897 km) CA Poynting flux intensity : ~ 1.5 × 10-6 W/m2 [Chust et al., PSS 2005]

(EPD: >15 keV; PLS: > 8 eV) Parallel “temperature” :
I-0: Downstream wake pass (2) EM broadband « PWS » emission region ● Intense energetic bidirectional, field-aligned electron beams (EPD: >15 keV; PLS: > 8 eV) Energy flux along B0 : ~ 7 × 10-4 W/m2 Parallel “temperature” : ~ 300 eV [William et al, 1996, 1999; Mauk et al., 2001; Frank and Paterson, 1999] ● Near-stagnant cold dense plasma (< 1 km/s, 4 × 104 cm-3) δB ≈ 30 nT VA ≈ 1.5 × 105 m/s Poynting flux intensity : ~ 1 × 10-4 W/m2 [Frank et al., 1996]

Within & slightly around the Alfvén wing !
I-31: North polar pass (1) E CA (Alt. 193 km) B Within & slightly around the Alfvén wing ! CA Poynting flux intensity : ~ 2.2 × 10-5 W/m2

of energetic e- and ions
I-31: North polar pass (2) [Kivelson et al., Fall AGU 2001] Intense EM broadband « PWS » emission region δB ≈ 30 nT VA ≈ 1.5 × 105 m/s Poynting flux : ~ 1 × 10-4 W/m2 ● Near-stagnant plasma (< few km/s, 2 × 104 cm-3) ● enhanced || electron (PLS: > 8 eV) ● undirectional beams of energetic e- and ions (EPD: > 15 keV) [Frank and Paterson, 2002] [Frank and Paterson, Spring & Fall AGU 2002] [Mauk et al., 2001]

Satellite-Jupiter electrodynamic interaction
Io footprint Ganymede Europa Ganymede footprint Figure 1 Composite of images with the STIS UV-MAMA (multi-anode microchannel array) of Jupiter's north and south polar regions. a, c, 20 January 2001; b, d, 26 November The central meridian longitudes for these images are: a, 156.0; b, 164.2; c, 41.3; and d, 14.0 degrees. The extended ultraviolet emissions from Io's magnetic footprint and wake region mapping into Jupiter's ionosphere are the brightest point sources in each image; in b, Io's footprint appears above the left-hand limb. The images have been stretched to emphasize the trailing emissions downstream of Io. Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Europa and Ganymede appear in b near the central meridian, and Ganymede's footprint appears in c near the left-hand limb, indicated with tick marks. Unfiltered images (25MAMA) have a bandpass from nm, with sensitivity to the auroral spectrum including the H2 Lyman (B1[SIGMA]+u ->1 [SIGMA]+g) band emissions and part of the Werner (C1[PI]u ->1[SIGMA]+g) band series plus the H Lyman [alpha] line. All quoted brightnesses and energy deposition rates refer to the flux in this spectral range. The pixel size of arcsec provides reasonable sampling of the point spread function of 0.08 arcsec (or km on Jupiter); however, the imaging resolution is further degraded by Jupiter's rotation of roughly 1 degree per 100 s. The ability to 'freeze' Jupiter's rotational motion by taking exposures of the order of 100 s with STIS, while still maintaining a limiting detection of 1 kR, provides the highest effective angular resolution and sensitivity obtained on Jupiter's aurora until now, to our knowledge. From: Clarke et al., Ultraviolet emissions from the magnetic footprints of Io, Ganymede and Europa on Jupiter, Nature, 415(6875), 997, 2002.

Observation d’ions hydrogène pickup à Io
(Alt. 897 km) [Chust et al., PSS 1999]

Fce B E Fce

Galileo Passage à Ganymède 1 (27 juin 1996) Ondes sur le mode Whistler
Gurnett et al., Nature, 1996

Ondes radio à Ganymède Kurth et al.,GRL, 1997

ondes radios (1) Louarn et al.,GRL, 2007 Bilan des observations Galileo : (données antennes électriques) Les émissions radios d'origine aurorale, au dessus de ~1 MHz [amplitudes typiques: fT/sqrt(Hz)] 2) Les émissions radios issues de l'interface tore d'Io/magnétosphère jovienne appelées n-KOM, entre 70 kHz et 160 kHz [amplitudes typiques: fT/sqrt(Hz)] Ganymède émet aussi des ondes radios, entre 20 kHz et 40 kHz [amplitudes typiques: 0.2 fT/sqrt(Hz)] En second lieu, au sein du groupe « EM sensor study », le LPP souhaite effectuer une étude de faisabilité d'un magnétomètre search coil suffisamment sensible pour mesurer la composante magnétique des émissions radios appelées n-KOM. Celles-ci sont observées entre 70kHz et 160kHz avec des amplitudes typiques allant de 0.1 à 1 fT/sqrt(Hz), et sont communément interprétées comme étant issues de l'interface entre le tore d'Io et la magnétosphère de Jupiter. D’après les données électriques de la mission Galileo, on peut en effet distinguer trois types d'ondes radio: les émissions produites au niveau des aurores polaires (au dessus d’environ 1MHz), celles que nous voulons mesurer (tore d’Io/magnétosphère) et celles émises au niveau de la magnétosphère de Ganymède (entre 20kHz et 40kHz). Parmi les trois gammes de fréquence d’ondes radio observées à Jupiter, nous nous focalisons donc sur la gamme de fréquences intermédiaires ; cela pour des raisons évidemment techniques. L’objectif scientifique de cette seconde implication du LPP est néanmoins très novateur car il vise à caractériser des ondes radios non pas à partir de mesures électriques seulement mais aussi à partir de mesures magnétiques. > 20 kHz Kurth et al.,GRL, 1997

ondes radios (2) Zarka, Cecconi & Kurth, JGR 2004

ondes radios (3) kHz W/m^2/Hz T/Sqrt(Hz) Fréq. P à 20 Rj B 4 3,30E-13 3,72E-14 8 1,10E-13 2,15E-14 10 2,20E-14 9,60E-15 20 1,10E-14 6,79E-15 40 100 400 7,70E-16 1,80E-15 Zarka, Cecconi & Kurth, JGR 2004

B E émissions QP ?

SCM-BF double-bande pour EJSM (1)
Nous avons proposé un SCM triaxial double-bande BF (< 20 ou 100 kHz) La bande de fréquences habituelle des search coils est 0.1 Hz- 10 kHz En utilisant des antennes double-bande (deux détecteurs magnétiques arrangés de façon compacte), la sensibilité entre 2 kHz et 100 kHz peut être beaucoup améliorée, sans perte de sensibilité à plus basses fréquences et avec un faible surcoût en masse Machined magnetic core LF1 & LF2 windings + Ferrite mutual reducer Ketron Peek tube + copper sheet for ES shielding +potting inside the tube Length=112mm, Diameter=16mm La présente demande concerne en premier lieu la proposition d’un magnétomètre tri-axial bi-bande (SCM) au sein du consortium RPWI (Radio and Plasma Wave Investigation). Structure de base du DualBand-SearchCoil Sensor pour Bepi-Colombo (MMO-PWI)

DB-SCM is a part of RPWI. DB-SCM will measure weak magnetic field (up to few fT/sqrt(Hz)) in frequency range divided in LF1 [0.1Hz;4kHz] and LF2 [1kHz; 20kHz or 100kHz] . It consists in: Tri-axis dual band search-coil sensors mounted on a boom, Two low noise & low power consumption preamplifier per sensor (1 for LF1 and 1 for LF2). X =>200mm

Zarka et al., JGR 2004

Conclusion Avec le magnétomètre search-coil proposé pour EJSM :
Ondes plasmas : ~0.1 Hz < KAW, IAW, ICW, MSW, WW … < ~50 kHz (Io, Ganymède?) Ondes radios : ~1 kHz < QP < ~20 kHz ~20 kHz < bKOM (marginalement) (nKOM & ondes radio à Ganymède trop faibles) Observer jusqu’à 100 kHz et pas seulement jusqu’à 20 kHz permet : Caractériser les ondes Whistler dans toutes les situations Détecter le bKOM (dans des cas exceptionnels ?)

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