Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 1 Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter A.Sicard-Piet,

Présentation au sujet: "Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 1 Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter A.Sicard-Piet,"— Transcription de la présentation:

1 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 1 Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter A.Sicard-Piet, S. Bourdarie ONERA/DESP, Toulouse

2 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 2 Plan Salammbo 3D: un modèle physique des ceintures de radiation JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model - Description du modèle - Processus physiques - Validation par comparaison avec des données - Modèles et mesures existants - Paramètres de base de JOSE - Description du modèle moyen électron - Niveau de confiance - Validation du modèle électron

3 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 3 Salammbô: un modèle physique Salammbô-3D est un modèle de diffusion à trois dimensions ( Energie, angle dattaque et L ) qui a pout but de regrouper tous les processus physiques nécessaire pour reproduire les ceintures de radiation Salammbô est basé sur la résolution de léquation de Fockker Planck et sur la théorie du mouvement des particules piégées ( giration et rebond le long de la ligne de champ et dérive autour de la planète ) Dans le cas de Jupiter, Salammbô est un modèle statique qui ne reproduit pas la dynamique temporelle des ceintures Les résultats de Salammbô présentés sont issus de deux thèses [Santos- Costa, 2001; Sicard, 2004]

4 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 4 Processus de friction Friction en énergie Friction en angle dattaque Rayonnement synchrotron Processus de diffusion Diffusion radiale Fluctuations du champ Diffusion en Angle dattaque Dynamique des ceintures de radiation: Champ magnétique Sources Injection de particules Pertes : précipitation dans le cône de perte et absorption Absorption Précipitation Paramètres influençant les processus physiques Lunes Anneaux Plasma froid et Ionosphère Atmosphère Processus physique intégrés dans Salammbô :électrons Electrons piégés Electrons piégés Champ magnétique interne + Champ magnétique externe 1 < L < 9,5 0,025 < E c (L = 9,5) < 100 MeV Salammbô: Description des processus physiques

5 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 5 Processus de diffusion Dynamique des ceintures de radiation: Champ magnétique Sources Injection de particules Pertes : précipitation dans le cône de perte et absorption Absorption Précipitation Paramètres influençant Les processus physiques Lunes Anneaux Plasma froid et Ionosphère Atmosphère Protons piégés Protons piégés 1 < L < 9.5 0,1 < E c (L = 9.5) < 100 MeV Processus de friction Friction en énergie Echange de charge Interaction nucléaire CRAND Processus physique intégrés dans Salammbô :protons Salammbô: Description des processus physiques Champ magnétique interne + Champ magnétique externe Fluctuations du champ Diffusion radiale

6 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 6 Construction dun modèle simple danneaux à partir des densités optiques, de la taille et la distribution des poussières trouvées dans la littérature [Showalter et al., 1987; dePater et al., 1999; Ockert-Bell et al., 1999, Canup et al., 1993, Zebker et al., 1985]. Dans la dernière version du modèle les poussières sont considérées comme chargées négativemment Modèle de ionosphere, plasmasphère et tore de Io: Divine et Garrett, 1983 Modèle de champ magnétique: O6+Khurana, 1997. Modèle datmosphère: Seiff et al., 1997, 1998 Io est considéré comme un corps conducteur qui na pas leffet absorbant sur les particules des ceintures comme les autres satellites naturels. Salammbô: Principaux modèles et hypothèses utilisés Diffusion radiale en D LL =D 0.L 3 Pas dinteraction onde-particule Condition limite inspirée de mesures de Pioneer et Galileo et ensuite affiner au mieux pour reproduire les observations

7 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 7 Effet des anneaux Absorption Friction en énergie eq = 70°, Ec = 20 MeV 1 23 5 4 10 -16 10 -14 10 -10 10 -08 10 -06 10 -04 L 10 -12 6 1 23 5 4 10 -16 10 -14 10 -10 10 -08 10 -06 10 -04 L eq = 70°, Ec = 20 MeV 10 -12 6 électrons protons Diffusion radiale Rayonnement synchrotron Friction en énergie Friction en angle dattaque Interaction avec latmosphère Diffusion en angle dattaque Friction en énergie Absorption par les Lunes Diffusion coefficients (s -1 ) Salammbô: Importance relative des processus physiques

8 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 8 x (Rj) Salammbô: Cartographie des flux délectrons et protons Effet majeur des lunes et des anneaux Flux différentiels omnidirectionnels des électrons et protons dans un plan méridien

9 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 9 10 5 10 6 10 7 10 8 Flux (cm -2.s -1 ) Ec > 21 MeV +++ Pioneer 10 22:12 01:00 03:48 06:3609:26 04 DEC 73 19:24 03 DEC 73 +++ Pioneer 11 02:47 03 DEC 74 04:10 03 DEC 74 05:33 03 DEC 74 06:56 03 DEC 74 Divine & Garret [1983] Divine & Garrett [1983] Salammbô Ec > 21 MeV 10 3 10 4 10 7 10 8 Flux (cm -2.s -1 ) 10 6 10 5 Pioneer 10 Pioneer 11 Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec Pioneer 10 et Pioneer 11

10 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 10 -2 0 4 2 0 -4 0 500 1000 Tb (Kelvin) VLA Observation (max = 1270 K) 2 1424 MHz III (CML)=20° -2 0 4 2 0 -4 0 500 1000 Tb (Kelvin) Salammbô simulation (max = 1264 K) 2 1424 MHz III (CML)=20° -2 0 4 2 0 -4 0 500 1000 Tb (Kelvin) Divine et Garrett [1983] (max = 2025 K) 2 1424 MHz III (CML)=20° D E = 0°, f = 1424 MHz (21 cm), III (CML) = 20° Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec les observations radio: image synchrotron 2D

11 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 11 4.2 4.4 4.6 4.8 5 5.2 5.4 5.6 050100150200250300 350 3.4 3.6 3.8 4 4.2 4.4 4.6 050100150200250300350 Flux density at 4.04 UA (Jy) Observations [Klein et al., 1997] Observations [Galopeau et al., 1996] Salammbô simulation « Beaming Curve »: variations avec III (CML) D E = -1,75°, f =2295 MHz (13 cm) D E = -3,24°, f =1416 MHz (21 cm) III (CML) Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec les observations radio: « beaming curves »

12 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 12 Salammbô: Conclusion et perspective Les résultats de Salammbô semblent cohérent par comparaison avec les mesures: - mesures des sondes - mesures radio Cependant certains points restent à améliorer : - diffusion radiale - interaction avec les anneaux (chargé ou non) - interaction onde-particule - effet du tore de Io

13 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 13 JOSE JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model

14 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 14 JOSE: modèles existants Modèles empirique: Divine et Garret [1983] (basé sur les données Pioneer et Voyager) GIRE (basé sur les données Galileo entre 8 et 16 Rj) Modèle physique: Salammbô JOE/JOP est une combinaison de ces trois modèles

15 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 15 JOSE: Mesures existantes Pioneer : P10: au plus près de Jupiter le 4 Décembre 1973, périapsis à 2.85 Rj,inclinaison: 13.8° P11: au pkus près de Jupiter le 3 Décembre 1974, périapsis à 1.6 Rj, inclinaison : 51.8° Seulement un passage dans les ceintures : faible statistique Voyager : V1: au plus près de Jupiter le 5 Mars 1979, périapsis à 4.89 Rj,inclinaison: 3.98° V2: au plus près de Jupiter le 9 Juillet 1979, périapsis à 10.11 Rj, inclinaison : 6.91° Seulement un passage dans les ceintures: faible statistique Ulysses: au plus près de Jupiter le 8 Février 1992, périapsis à 6.3 Rj Seulement un passage dans les ceintures : faible statistique Galileo: Orbiter entre 1995 et 2004 au plus proche de Jupiter le 1995/09/13 et le 1995/12/07 à ~ 4 Rj Plusieurs orbites dans les ceintures : bonne statistique

16 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 16 JOSE: Paramètres utilisés pour construire le modèle Très proche de la planète, L <9.5 Proche de la planète, 9.5<L<20 Loin de la planète, L>20 Le modèle Salammbo, basé sur les paramètres L et eq, est utilisé Selon une étude effectuée sur les données de Pioneer et Voyager, les paramètres L et eq permettent de bien organiser les particules jusquà L=20 et ont été utilisés pour construire le modèle JOSE (basé sur les données) Etant donné que, loin de la planète, léquateur magnétique réel ne peut être représenté par un équateur magnétique dipolaire, le paramètre L ne peut plus être utilisé. Un nouveau paramètre, nd cs (distance normale au feuillet de courant calculé avec le modèle de champ magnétique de Khurana [2005]) et la distance à laxe de rotation de la planète ont été utilisée pour construire le modèle JOSE

17 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 17 JOSE: Modèle moyen délectron > 20 Rj à léquateur (|nd cs | <1) Le modèle JOSE moyen délectron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de léquateur > 20 Rj hors équateur (|ndcs| >1) Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur

18 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 18 L 70°) L < 20 Rj hors équateur ( eq <70°) Le modèle JOSE moyen délectron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de léquateur Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur JOSE: Modèle moyen délectron

19 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 19 JOSE: Model électron avec niveau de confiance Exemple pour L>20 ( > 2 MeV électron) étude statistique effectuée sur les données Galileo Probabilité de 75 % de mesurer un flux inférieur à la moyenne linéaire des flux de Galileo à 21 Rj

20 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 20 Niveau de confiance de 0.95 à 21 Rj et à Ec>2 MeV Le flux résultant est le flux de JOSE moyen multiplié par un facteur 2. Niveau de confiance pour L>20 ( > 2 MeV électron) JOSE: Model électron avec niveau de confiance

21 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 21 Validation of JOSE electron model (1/2) Flux délectrons > 21 MeV Le long de la trajectoire sortante de Pioneer 10 Comparaison de JOSE, P10 et les autres modèles

22 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 22 Validation of JOSE electron model (2/2) x Galileo - GIRE - DG83 - Mean JOSE - JOSE conflevel 0.99 - Galileo Average Comparaison de JOSE, Galileo et les autres modèles Flux délectrons > 2 MeV à léquateur jovigraphique mesuré par Galileo et résultant des autres modèles

23 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011 23 Conclusion Un nouveau modèle de spécification, JOSE, basé sur les données Galileo a été développé à lONERA sous contrat ESA (prime Qinetiq) pour estimer les flux de protons et délectrons de latmosphère de Jupiter à 100 Rj. Le modèle JOSE contient un modèle moyen et un modèle incluant un niveau de confiance, issus de la dynamique des données Galileo. Alors que le modèle JOSE électron moyen est directement basé sur les moyennes linéaires des flux de Galileo à léquateur, associé à un profil empirique hors équateur, le modèle JOSE moyen proton est basé sur la condition limite de Salammbô à L=10 associé à un profil empirique hors équateur. Les comparaisons entre les mesures in-situ et les résultats de JOSE permettent de valider le modèle JOSE de quelques centaines de keV à quelques dizaines de MeV pour les électrons et jusquà quelques MeV pour les protons, et ce sur une couverture spatial allant de la partie interne de la magnétosphère jusquà 100 Rj.