Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 1 Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter A.Sicard-Piet, Q. Nénon ONERA/DESP, Toulouse.

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1 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 1 Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter A.Sicard-Piet, Q. Nénon ONERA/DESP, Toulouse

2 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 2 Plan  Salammbo 3D: un modèle physique des ceintures de radiation  JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model  Perspectives d’amélioration de Salammbô (Thèse Q. Nénon)

3 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 3 Salammbô: un modèle physique  Salammbô-3D est un modèle de diffusion à trois dimensions ( Energie, angle d’attaque 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 l’équation 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 et de plusieurs stages]

4 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 4 Salammbô: Les particules piégées ParticuleEnergieExtension Terre e-1keV-10 MeV1-10 R E p+1 keV-100 MeV1-7 R E Jupiter e-10 keV-100 MeV1-30 R J p+10 keV-1GeV1-30 R J Saturne e-1keV-10 MeV1-10 R S p+1 keV-100 MeV1-10 R S Giration autour du centre guide: Rebond entre les points miroirs: Dérive autour de la planète:

5 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 5 Processus de friction Friction en énergie Friction en angle d’attaque Rayonnement synchrotron Processus de diffusion Diffusion radiale Fluctuations du champ Diffusion en Angle d’attaque 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 Électrons piégés Électrons 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

6 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 6 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

7 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 7  Construction d’un modèle simple d’anneaux 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].  Modèle de ionosphere, plasmasphère et tore de Io: Divine et Garrett, 1983  Modèle de champ magnétique: O6+Khurana, 1997.  Modèle d’atmosphère: Seiff et al., 1997, 1998  Io est considéré comme un corps conducteur qui n’a pas l’effet 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 d’interaction onde-particule  Condition limite inspirée de mesures de Pioneer et Galileo et ensuite affiner au mieux pour reproduire les observations

8 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 8 x (Rj) Salammbô: Cartographie des flux d’électrons et protons  Effet majeur des lunes et des anneaux Flux différentiels omnidirectionnels des électrons et protons dans un plan méridien

9 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 9 10 5 10 6 10 7 10 8 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 10 6 10 5 Pioneer 10 Pioneer 11 Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec Pioneer 10 et Pioneer 11 Flux (cm -2.s -1 )

10 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 10 Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec les observations radio: image synchrotron 2D Observation VLA 6cm (5000MHz) Simulation Salammbô 2m (150 MHz) Observation LOFAR 2m (150 MHz) [9-82]° [82-154]° [154-227]° III (CML) Résultats de stage de Quentin Nénon à l’ONERA

11 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 11 Conclusions et perspectives sur les ceintures de radiation  Nouvelles observations :  LOFAR 2013 : images synchrotrons  Juno: nouvelles mesures in-situ (JADE et JEDI) ??  Axes d’amélioration de Salammbô Jupiter (Thèse de Q. Nénon) :  Anneaux de poussières  Diffusion radiale  Interaction onde-particule (entre Io et Europe)  Etude de la dynamique des ceintures de radiation (Thèse de Q. Nénon) :  Vers un modèle Salammbô dynamique (échelle du cycle solaire)

12 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 12 JOSE JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model

13 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 13 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

14 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 14 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

15 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 15 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 jusqu’à L=20 et ont été utilisés pour construire le modèle JOSE (basé sur les données) Etant donné que, loin de la planète, l’équateur 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 l’axe de rotation de la planète ont été utilisée pour construire le modèle JOSE

16 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 16  L 70°)  L < 20 Rj hors équateur (  eq <70°) Le modèle JOSE moyen d’électron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de l’équateur Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur JOSE: Modèle moyen d’électron

17 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 17 JOSE: Modèle 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

18 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 18 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: Modèle électron avec niveau de confiance

19 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 19  Cartographie issue du modèle JOSE moyen ( > 21 MeV électron) JOSE: Résultats globaux  >20 Particules piégées organisées selon L et α eq 9.5<L<20 Salammbô

20 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 20 Validation of JOSE electron model (1/2) Flux d’électrons > 21 MeV Le long de la trajectoire sortante de Pioneer 10  Comparaison de JOSE, P10 et les autres modèles

21 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 21 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 d’électrons > 2 MeV à l’équateur jovigraphique mesuré par Galileo et résultant des autres modèles

22 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 22 Conclusion sur JOSE  Un modèle de spécification, JOSE, basé sur les données Galileo a été développé à l’ONERA sous contrat ESA (prime Qinetiq) pour estimer les flux de protons et d’électrons de l’atmosphère 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 l’équateur, 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 jusqu’à quelques MeV pour les protons, et ce sur une couverture spatial allant de la partie interne de la magnétosphère jusqu’à 100 Rj.

23 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 23 Perspectives avec JUNO ??? JUNO et les ceintures de radiation  Trajectoire polaire passant en périphérie des ceintures…

24 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 24 Perspectives avec JUICE ??  Trajectoire plutôt équatoriale passant au cœur des ceintures… Callisto Ganymède Europe JUICE et les ceintures de radiation

25 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 25

26 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 26 JOSE: Modèle moyen d’électron   > 20 Rj à l’équateur (|nd cs | <1) Le modèle JOSE moyen d’électron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de l’équateur   > 20 Rj hors équateur (|ndcs| >1) Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur

27 Atelier Jupiter – IRAP – 13 et 14 octobre 2015 27 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 d’attaque Interaction avec l’atmosphère Diffusion en angle d’attaque Friction en énergie Absorption par les Lunes Diffusion coefficients (s -1 ) Salammbô: Importance relative des processus physiques