P. Garnier, IRAP (Toulouse) (et les équipes Cassini-RPWS/CAPS)

Présentation au sujet: "P. Garnier, IRAP (Toulouse) (et les équipes Cassini-RPWS/CAPS)"— Transcription de la présentation:

1 P. Garnier, IRAP (Toulouse) (et les équipes Cassini-RPWS/CAPS)
PNP, Paris, 2 octobre 2014 L’estimation de fortes températures et faibles densités électroniques par la sonde de Langmuir de Cassini autour de Saturne P. Garnier, IRAP (Toulouse) (et les équipes Cassini-RPWS/CAPS)

2 En résumé : les sondes de Langmuir ne sont pas que des détecteurs de plasma froid et dense, mais peuvent informer sur les plasmas ténus et chauds

3 Généralités sur les sondes de Langmuir
Outre son utilisation classique pour les plasmas de laboratoire, utilisation pour des missions spatiales terrestres ou planétaires (Astrid2 / Demeter / Rosetta / MAVEN / Cassini / JUICE ...) Une sonde de Langmuir (LP) est une boule conductrice placée au bout d’un bras. On fait artificiellement varier son potentiel (Ubias) pour collecter des ions ou électrons selon le signe du potentiel. La courbe du courant en fonction du potentiel permet d’extraire de nombreuses caractéristiques du plasma : densité des électrons (ne) et ions (ni), température électronique (Te), potentiel du satellite (Usc) Problème : limitée à de faibles températures (< quelques eV) et fortes densités (> quelques part/cm3) Utilisation pour des plasmas de type ionosphérique

4 Quels courants sont mesurés ?
Théorie Ions Electrons Photo-electrons Eventuels électrons secondaires Courant (nA) Ubias Log(Courant)

5 Quels courants sont mesurés ?
Théorie Analyse des données Bias potential Ions Electrons Photo-electrons Eventuels électrons secondaires DC level Pente Côté ions (U<0) Courant (nA) Ubias Log(Courant)

6 Point de départ : une ceinture de courant
Courant côté ions (U<0) en nA Dione Rhea Saturne Données accumulées Surprise : observe-t-on les ceintures de radiations (plasma énergétique) de Saturne avec la sonde de Langmuir ??

7 Origine de la “ceinture” observée
Seul le courant Ie* dû aux impacts d’électrons énergétiques et aux électrons secondaires induits peut expliquer l’observation de cette ceinture : les contributions de la poussière et des ions froids sont concentrées autour de l’équateur (plasma et neutres sont confinés par force centrifuge) - Les courants de photoélectrons sont déjà retirés de la carte les électrons froids sont négligeables côté ions (exponentielle décroiss) eV Confirmation par une étude de corrélation entre le courant de la LP et les détecteurs d’électrons énergétiques : impact d’électrons de eV.

8 Modéliser la contribution « énergétique » de la LP
Le courant dû aux électrons incidents/secondaires/rétrodiffusés est : Fonction de distribution des électrons incidents (donnée par CAPS anode5) Rendement en électrons secondaires Coefficient de rétrodifusion Boltzmann term Le rendement en électrons secondaire dépend fortement de (sa valeur maximale) qui est une caractéristique mal connue de chaque surface EM ≈ 350 eV δemax=? δe Il faut ensuite calculer les contributions correspondantes pour les DC level (m) et pente (b) de la courbe de courant qui sont nos observables : les électrons énergétiques induisent un « Iener » et un « bener »

9 Modéliser la contribution « énergétique » : résultats
modeled measured Iener δemax=2.1 Period 1 : 2008 doy 138 Period 2 2008 doy 139 Period 3 SOI modeled measured bener δemax=1.8

10 Réciproquement, peut-on extraire des informations sur les électrons énergétiques ( eV) à partir des observations de la LP ?

11 Estimation des caractéristiques des électrons chauds
Si on suppose que la distribution des électrons est Maxwellienne, les équations amènent à un système de deux équations (données par les observables cad le DC level et la pente de la courbe de courant) et deux inconnues (ne/Te) : Lorsque les électrons énergétiques sont la contribution majeure du courant (hors du disque de plasma dense et froid à l’équateur), il est possible d’estimer les caractéristiques (ne/Te) de ces électrons

12 Estimation de la température pour les électrons chauds
Te (eV) Comparaison entre les températures estimées par la LP et mesurées par l’instrument CAPS

13 Estimation de la densité pour les électrons chauds
ne estimé / ne mesuré = 1 pour Te=[ ] eV Ratio statistique [ne estimé / ne mesuré] durant 5 années de mesure

14 Informations sur la distribution en angle d’attaque
Question : peut-on obtenir des informations sur la distribution en angle d’attaque (PAD) des électrons incidents à l’origine du courant “énergétique”? Idée : les équations du courant énergétique font appel aux observations de la LP (Iener/bener), au rendement maximum en électrons secondaires δemax , et à la fonction de distribution des électrons incidents fie (donnée souvent pour une faible couverture angulaire par l’instrument CAPS) on peut calculer le δemax nécessaire pour reproduire les observations à chaque instant si fie est connue ; si δemax varie dans le temps, la distribution partielle donnée fie par CAPS n’est pas représentative de la distribution globale reçue par la sonde sphérique Méthode utilisée Nous ajoutons une fonction poids à la distribution des électrons incidents de CAPS pour rendre compte des anisotropies (fonction max à l’angle α0) : On fait varier l’angle du pic de la distribution α0 vary de O à π, puis nous cherchons quelle valeur de cet angle amène à un δemax le plus stable possible α : pitch angle of anode 5 α0 : peak angle of PAD

15 Informations sur la distribution en angle d’attaque
Etude de cas lorsque CAPS a une couverture angulaire large avec un angle d’attaque des électrons incidents de 180° Angle d’attaque (°) La dispersion des valeurs de δemax est minimale pour un pic simulé de la distribution en angle d’attaque à la valeur réellement mesurée (autour de 180°). On retrouve l’angle du pic de la distribution. α0 Capacité intéressante lorsque le spectromètre CAPS n’a pas une bonne couverture en angle d’attaque

16 Quelle influence des électrons énergétiques dans d’autres environnements ?
EPC : Earth Plasma Cavities EM : Earth Magnetosheath EPS : Earth Plasmasheet SAT : Saturn (L=6-10 Z>2Rs) GA : Ganymede CA : Callisto EU : Europa Valeurs de Iener (DC level énergétique) en fonction des valeurs de ne/Te mesurées à Saturne, avec les isocontours des observations (trait plein) et de la modélisation (pointillés)

17 Quelle influence des électrons énergétiques dans d’autres environnements ?
EPC : Earth Plasma Cavities EM : Earth Magnetosheath EPS : Earth Plasmasheet SAT : Saturn (L=6-10 Z>2Rs) GA : Ganymede CA : Callisto EU : Europa Il est possible, connaissant les caractéristiques moyennes du plasma, de prédire les courants énergétiques mesurés dans n’importe quel environnement : influence attendue sur Terre, satellites galiléens etc.

18 Conclusions La sonde de Langmuir à bord de Cassini n’est pas uniquement sensible au plasma froid et dense, mais également aux électrons énergétiques ( eV) et aux électrons secondaires induits. Ces électrons influencent à la fois le DC level et la pente de la courbe de courant de la LP pour des potentiels négatifs (côté collections d’ions), en particulier dans une “ceinture” autour de L=6-10 Rs à Saturne. L’étude du courant énergétique permet d’identifier à Saturne la position d’une frontière similaire à la plasmapause terrestre. Elle permet également de déterminer les température critique et anticritique de la LP (concepts importants pour la charge électrique des satellites). La modélisation du courant énergétique permet d’extraire des informations sur les électrons de eV sur leur anisotropie en angle d’attaque, leur température et leur densité Ces résultats permettent d’élargir le champ d’application des sondes de Langmuir à des plasmas de centaines d’eV et de faibles densités. Sont également concernés d’autres environnements d’intérêt (Terre, satellites galiléens) pour les missions planétaires.

19 MORE

20 How to extract Ie* ? Given by Langmuir probe analysis
Ion side (negative potential ULP/plasma = Ubias + Vfloat) Given by Langmuir probe analysis To be estimated independantly m (nA) : ion side DC level Iph : estimated from solar index b (nA/V) : ion side slope Idust : absent off the equator Vfloat (V) : floating potential Ii : ion current (cold and hot) : estimation from CAPS ion moments Ie* may be extracted off the equator (no dust, few ions)

21 Extraction of Ie* during SOI
-m The energetic current Ie* is of the same order as the photoelectrons current in the « belt » region. The current contributions from ambient ions and b*Vfloat are small/negligible -Iph -I* -Ie* -Ii -b.Vfloat The SOI period (2004, doy 182) was chosen as a case study to extract Ie* since : the « belt » region was encountered… … at locations where Idust can be neglected (off the equator, |Z|>1.2 Rs) ion moments are available from Sittler et al. (2006) to estimate Ii

22 Why a belt ? Mapping Ie* (which can be approximated by lm-Iphl off the equator) reveals the same radial profile as the eV electrons (see Schippers 2008, Rymer 2007, DeJong 2010) A key boundary region connected to the ionosphere through field-aligned currents with an associated UV auroral oval

23 The plasmapause-like boundary at Saturn

24 Identification of critical / anticritical charging temperatures
Strong spacecraft (negative) charging events may be observed (e.g. in the Earth plasmasheet) when the incident electrons have a temperature above a critical value T* (Laframboise et al., 1982) Two specific temperatures - anticritical TA and critical T* (see Lai and Tautz, 2008) separate temperature domains where the incident electrons dominate over or are dominated by secondaries We show that these temperatures are observed when the bener is null b>0 b<0 bener slope of the LP I-V curve as a function of Te, with or without correction for small spacecraft potentials TA = eV and T* = eV First observational evidence for the existence of TA