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)

PNP, Paris, 2 octobre 2014

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

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

Quels courants sont mesurés ?

Ions Electrons Photo-electrons

Eventuels électrons

secondaires

ThéorieC

oura

nt (

nA)

Log

(Cou

rant

)

Ubias

Quels courants sont mesurés ?

Ions Electrons Photo-electrons

Eventuels électrons

secondaires

DC level Pente

Bias potential

Analyse des données ThéorieC

oura

nt (

nA)

Log

(Cou

rant

)

Ubias

Côté ions (U<0)

Point de départ : une ceinture de courant

DioneRheaSaturne

Surprise : observe-t-on les ceintures de radiations (plasma énergétique) de Saturne avec la sonde de Langmuir ??

Courant côté ions (U<0) en nA

Données accumulées 2005-2008

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)

Confirmation par une étude de corrélation entre le courant de la LP et les détecteurs d’électrons énergétiques : impact d’électrons de 250-450 eV.

25

0-4

50

eV

EM ≈ 350 eV

δemax=?δe

Modéliser la contribution « énergétique » de la LP

Boltzmann term

Fonction de distribution des électrons incidents (donnée par CAPS anode5)

Rendement en électrons secondaires

Coefficient de rétrodifusion

Le rendement en électrons secondaire dépend fortement de (sa valeur maximale) qui est une caractéristique mal connue de chaque surface

Le courant dû aux électrons incidents/secondaires/rétrodiffusés est :

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 »

Modéliser la contribution « énergétique » : résultats

Period 1 : 2008 doy 138Period 2

2008 doy 139Period 3

SOI

modeled

Iener

bener

measured

modeledmeasured

δemax=2.1

δemax=1.8

Réciproquement, peut-on extraire des informations sur les électrons énergétiques (100-

500 eV) à partir des observations de la LP ?

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

Comparaison entre les températures estimées par la LP et mesurées par l’instrument CAPS

Estimation de la température pour les électrons chaudsT

e (e

V)

Estimation de la densité pour les électrons chauds

Ratio statistique [ne estimé / ne mesuré] durant 5 années de mesure

ne estimé / ne mesuré = 1 pour Te=[100 500] eV

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 5α0 : peak angle of PAD

Informations sur la distribution en 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°).

α0

Angl

e d’

attaq

ue (°

)

Etude de cas lorsque CAPS a une couverture angulaire large avec un angle d’attaque des électrons incidents de 180°

Capacité intéressante lorsque le spectromètre CAPS n’a pas une bonne couverture en angle d’attaque

On retrouve l’angle du pic de la distribution.

Quelle influence des électrons énergétiques dans d’autres environnements ?

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)

EPC : Earth Plasma Cavities

EM : Earth Magnetosheath

EPS : Earth Plasmasheet

SAT : Saturn (L=6-10 Z>2Rs)

GA : Ganymede

CA : Callisto

EU : Europa

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.

Conclusions

La sonde de Langmuir à bord de Cassini n’est pas uniquement sensible au plasma froid et dense, mais également aux électrons énergétiques (100-500 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 100-500 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.

MORE

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)

Given by Langmuir probe analysis

To be estimated independantly

Ion side (negative potential ULP/plasma = Ubias + Vfloat)

How to extract Ie* ?

Extraction of Ie* during SOI

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

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

-m

-Iph

-I*

-Ii-b.Vfloat

-Ie*

Why a belt ?

Mapping Ie* (which can be approximated by lm-Iphl off the

equator) reveals the same radial profile as the 250-450 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

The plasmapause-like boundary at Saturn

Identification of critical / anticritical charging temperatures

b<0

b>0

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

TA = 50-60 eV and T* = 600-800 eV

First observational evidence for the existence of TA

bener slope of the LP I-V curve as a function of Te, with or without correction for small spacecraft

potentials