Observatoire de Paris, LESIA, CNRS 8109, Meudon, France

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

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 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. Mouvement des particules produit fluctuations électrostatiques Méthode de bruit quasi-thermique, utilisant des antennes fils et un récepteur radio sensible

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 ê Mesure des moments des distributions

5 Principe de la méthode: mesure des paramètres plasma
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: Ne, Tc, Nh/Nc, Th/Tc, Vsw, Tp

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

7 Exploration rapide des hautes latitudes solaires

8 Exploration de pôle-à-pôle d’Ulysse
Près du minimum solaire 0° 80°N 80°S fréquence fp Trou coronal Près du maximum solaire fréquence fp Temps Ref.: Issautier et al., Solar Physics, 221, , 2004.

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

10 Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire
Tc Ne Latitude > 72 ° 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. Caractéristiques similaires des trous coronaux polaires au cours d’un cycle solaire

11 Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique
Mesures URAP/SWOOPS/ULYSSE Minimum solaire V2 normalisée à 1AU 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

12 Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique
Mesures SWOOPS/ULYSSES Minimum solaire V2 normalisée à 1AU 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.

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

14 Variations à grande échelle de la densité et température
en fonction du cycle solaire, entre 1995 – 2003: Wind 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

15 Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire f -5/3 Faible Lat. Spectre de Puissance (cm-6/Hz) Rotation solaire 2 min Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005 Fréquence (Hz) • 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.

16 Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire Spectre de Puissance (cm-6/Hz) Faible Lat. f -5/3 Rotation solaire 2 min Haute Lat. f -1.3 Fréquence (Hz) Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005 Fréquence (Hz) 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 Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 4 min h sur Ulysse Ecart à la gaussianité dû aux événements intermittents pour échelles > min Pour Wind, échantillon à la seconde, série de nouveaux événements mal définis

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)