Contrôle du vent solaire Ceintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques P. H....

Contrôle du vent solaireCeintures de rayonnement synchrotron et

émissions hectométriques

P. H. M. GalopeauLATMOS-CNRS, Université Versailles-St Quentin

14/03/2011 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

Introduction

• Ceintures de rayonnement synchrotron de Jupiter– Observations faites au radiotélescope de Nançay à

21 cm, 18 cm, 11 cm et 9 cm de longueur d’onde• Emissions hectométriques joviennes– Observations simultanées par Wind/WAVES et

Galileo/PWS entre 300 kHz et 3 MHz

14/03/2011


Rayonnement synchrotron de Jupiter

• Emission radio non-thermique (1 – 5 GHz) due au rayonnement synchrotron des électrons énergétiques (10 – 30 MeV) piégés dans le champ magnétique de Jupiter ;

• Emission continue dont le spectre résulte de :– La distribution spatiale des électrons dans les ceintures ;– Leur distribution en énergie et en angle d’attaque.

• Forte polarisation linéaire ~25%• Faible polarisation circulaire ~1%• Rayonnement forte modulé par la rotation de Jupiter.14/03/2011


Modulation par la rotation de Jupiter

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Image radio à 21 cm obtenue par le VLA

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Densité de flux à l’époque de l’impact avec la comète SL9


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Galopeau & Gérard, PSS, 2001


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Emission hectométrique de Jupiter

• Découvert en 1974 par les satellites terrestres, puis observé par Voyager (1977), Ulysses et Galileo (1992), Cassini (2000) ;

• Fréquence : de ~40 kHz à ~5-7 MHz ;• Morphologie spectrale très dépendante de la

latitude jovicentrique ;• Modulation à la période de rotation jovienne ;• Forte probabilité d’occurrence pour CML ~ 110°

et 330°.14/03/2011


Observation par Cassini/RPWS

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Observations simultanées par Galileo et Wind

• Galileo/PWS :– Quatre récepteurs à balayage ;– De 5.6 Hz à 5.6 MHz ;– 152 canaux sur échelle logarithmique ;– Antenne électrique : dipôle 6.6 m ;

• Wind/WAVES :– Deux récepteurs RAD1 & RAD2 ;– 20 kHz – 1040 kHz (RAD1), 1.075 MHz – 13.825 MHz (RAD2) ;– 256 canaux de largeur 3 kHz (RAD1) et 20 kHz (RAD2) ;– Deux dipôles électriques orthogonaux de 100 m et 15 m.

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Exemple d’observation commune

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Boudjada & Galopeau, PSS, 2001


Probabilité d’occurrence du HOM

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Intensité ≥ 5-6 dB Intensité ≥ 30-40 dB

Galopeau & Boudjada, JGR, 2005


Intensité relative

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Variation de l’intensité à 800 kHz mesurée par Wind en fonction de la CML.Une modulation quasi-sinusoïdale est déterminée par moindres carrés.


Corrélation avec le vent solaire

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Résultats corrélation HOM/VS

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Galopeau & Boudjada, JGR, 2005


Conclusions• Des variations naturelles dans les ceintures de rayonnement

synchrotron observées sur plusieurs fréquences ;• Contrôle par le vent solaire avec un retard de ~245 jours

(éventuellement 615 jours avec pression dynamique et pression thermique des ions…)

• Variations intrinsèques dans l’émission hectométrique ;• Contrôle par le vent solaire avec un retard de 153 jours ;• Dans les deux cas, meilleure corrélation avec la vitesse ;• Le retard semble indiquer la réponse de la magnétosphère

aux variations du vent solaire ;• Plus la zone concernée est profonde, plus le retard est long.

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