Bilan PNST, Paris, 28-30/09/2005 David A. Hardy

Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire

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

K.Issautier, N. Meyer-Vernet, M. Maksimovic, M. Moncuquet, S. Hoang, A. Mangeney, I. Zouganelis, J.-L. Bougeret

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 :

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

Méthode de mesure in situ dans l’espacePrincipe 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.

Méthode de mesure in situ dans l’espacePrincipe 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

Mesure des moments des distributions

eNExemple 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

Exemples de mesures dans les environnements planétaires

UlysseTore de Io

Windplasmasphère

CassiniSaturne

Ref.: Moncuquet et al., 2005

Exploration rapide des hautes latitudes solaires

Exploration de pôle-à-pôle d’Ulysse

Près du minimum solaire

fp

fp

80°S 80°N0°

Près du maximum solaire

fréq

uen

cefr

équ

ence

TempsRef.: Issautier et al., Solar Physics, 221, 351-359, 2004.

Trou coronal

Trou coronal

Tc

Ne

Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire

Profil de température: comportement à mi-chemin entre variation adiabatique et isotherme

Ref.: Issautier et al., Solar Wind 10, 2003

Profil de densité: expansion sphérique du vent rapide du pôle, à vitesse constante.

Latitude > 72 °

Tc

Ne

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.

Latitude > 72 °

Caractéristiques similaires des trous coronaux polaires au cours d’un cycle solaire

Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire

Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique

Minimum solaire

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

V2

normalisée à 1AU

Mesures URAP/SWOOPS/ULYSSE

Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique

Minimum solaire

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.

V2

normalisée à 1AU

Mesures SWOOPS/ULYSSES

Analyse des 10 ans de données Wind/Waves/TNR: Densité, température thermique des électrons et vitesse du vent

Ne TcVsw

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 1995 - 2003

Ref.: Issautier, Perche, Hoang, Lacombe, Maksimovic, Bougeret, Salem, 2005

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

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

Sp

ectr

e d

e P

uis

san

ce (

cm-6/H

z)Faible Lat.

f -5/3

Rotation solaire

2 min

Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire

• Mélange vent lent/rapide à basse latitude (0°-22°): Spectre varie globalement en f -5/3 dans domaine inertielSpectre de puissance avec indice en Kolmogorov suggère présence d’une cascade de la turbulence des grandes vers petites échelles.

Fréquence (Hz)Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005

Fréquence (Hz)

Sp

ectr

e d

e P

uis

san

ce (

cm-6/H

z)Faible Lat.

f -5/3

Rotation solaire

2 min

Haute Lat.

f -5/3

f -1.3

Fréquence (Hz)

Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire

Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005

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)

Ecart à la gaussianité dû aux événements intermittents pour échelles > min Pour Wind, échantillon à la seconde, série de nouveaux événements mal définis

Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 4 min - 2.3 h sur Ulysse

Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 6 s – 3.5 min sur Wind

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)