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Observations sur les chocs: où en sommes-nous et vers où allons-nous?

Atelier SHM / PNST, IAS, 13 – 14 octobre 2010

Christian MazelleCCESRESR, , UPS UPS ––

CNRS, Toulouse CNRS, Toulouse

Vladimir Vladimir KrasnoselskikhKrasnoselskikhLPC2E, LPC2E, OrlOrlééansans

Bertrand Bertrand LembLembèègegeLATMOS, UVSQ, LATMOS, UVSQ, GuyancourtGuyancourt

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Interstellar bow shock:•

about half a light-year across

(Hubble Space Telescope imaged in Feb.1995)

(collisional shocks).fluid shocks, etc.

(collisionless shocks).SNR

shock ,

interstellar bow shock, planetary

bow shock,

cometary

bow shockstermination shock,CME-driven shock etc.

SNR shock •

Planetary bow shock

Shocks

n

n

Q-// shock

Q-

shock

Bn

Bn

ElectronsElectrons

IonsIons

BBEarthEarth

[after

Tsurutani and Rodriguez, 1981]

Planetary bow shockHeliosphere

LISMLISM

Termination shock

Astrophysique

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Desai et al., 2008

Inner Heliosphere

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Fast CMEs

Interplanetary shocks IBastille day eventS CME

SCME

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Fast/slow

solar wind

interactions

Corrotating

interaction

regions(CIRs)Stream

interaction

regions

(SIRS)

-Forward

and

Reverse shock

Interplanetary shocks II

Jian

et al., 2006

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n

n

Q-// shock

Q-

shock

Bn

BnBB

[apr[aprèès s TsurutaniTsurutani and Rodriguez, 1981and Rodriguez, 1981]]

EarthEarth

Choc Choc PlanPlanéétairetaire

et et PrPréé--ChocChoc

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Apport de CLUSTER: Chocs et Apport de CLUSTER: Chocs et prpréé--chocschocs

PossibilitPossibilitéé

pour la premipour la premièère fois de dre fois de dééterminer sans ambigterminer sans ambigüüititéé

àà

la fois la la fois la normale au choc et sa vitesse de propagation locale: normale au choc et sa vitesse de propagation locale:

--

Nouvelles mNouvelles mééthodes dthodes d’’analyse multianalyse multi--satsat. (analyse de timing). . (analyse de timing). AmAméélioration de la prlioration de la préécision. [e.g. travaux de T. cision. [e.g. travaux de T. HorburyHorbury].].

--

Mise en Mise en éévidence du mouvement vidence du mouvement àà

grande grande ééchelle du choc [chelle du choc [MaksimovicMaksimovicet alet al., 2003]. Influence des variations du vent solaire (pression dyn., 2003]. Influence des variations du vent solaire (pression dynamique amique et perturbations). Ondes de surface sur le front [et perturbations). Ondes de surface sur le front [MoullardMoullard

et alet al., 2006].., 2006].

--

PossibilitPossibilitéé dd’é’étude des tude des ééchelles du chocchelles du choc: fondamental pour : fondamental pour éétudiertudierla dynamique intrinsla dynamique intrinsèèque du choc (que du choc (non stationnaritnon stationnaritéé) et la ) et la dissipation.dissipation.

--

Analyse des normales dAnalyse des normales d’’ondes et des vitesses de phase sans ambigondes et des vitesses de phase sans ambigüüititéé(en particulier ondes ULF dans le (en particulier ondes ULF dans le prpréé--chocchoc).).

Instrumentation plus performante (exemple: prInstrumentation plus performante (exemple: préécision angulaire des cision angulaire des spectromspectromèètres dtres d’’ions,ions,……):):--

Analyse dAnalyse déétailltailléées des distributions 3D des ions. es des distributions 3D des ions.

--

possibilitpossibilitéé

dd’é’étude de microphysique (dans le tude de microphysique (dans le prpréé--chocchoc

surtout):surtout):interaction interaction ondesondes––particulesparticules. R. Réésonance cyclotron. sonance cyclotron. PiPièègeagegeage

dynamique.dynamique.

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Choc Q-perp

Q-

shock

Bnn

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Study

of Quasi-perpendicular

ShockThe spatial scales

over which

the shock

dissipates

energy, and slows the incoming

flow, are thought

to be

related

to the nature of the dissipation mechanism

itself. Hence, knowing

these

scales

and their

dependence

on macroscopic

plasma

parameters

is

tantamount

to knowing

the dissipation physics

at

the shock. Quasiperpendicular

shocks

have been traditionally

targeted

for dissipation scale

studies, including

aspects such

as:1. the role/interpretation

of competing

dissipation mechanisms

within

more classical

frameworks

(anomalous

resistivity, viscosity, Hall physics);2. differing

scales

for the transition of different

bulk

parameters

(magnetic

field,

density, velocity);3. Ohm’s

law, including

contributions from

electron

inertia

and departures

from

isotropy;4. the role

of stationary

(DC) fields

in the dissipation processes

(electron

kinetics,

ion reflection);5. the role

of non-stationary

fields

in scattering

and shaping

the particle

distributions

at, and downstream

of, the main shock

transition;6. the competition

between

dissipation and dispersion in effecting

and limiting

the

steepening

of the shock

profile.

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Physical characteristics of supercritical quasi-perpendicular shock

OvershootFoot

Ramp

reflectedreflected

gyratinggyrating

ionion

AboveAbove

a a criticalcritical

value of Mvalue of MAA

, dispersion as , dispersion as wellwell

as "as "resistiveresistive

anomalousanomalous" dissipation" dissipationare not are not sufficientsufficient

to balance to balance steepeningsteepening: : otherother

dissipation dissipation processprocess

by by reflectedreflected

ions ions mandatorymandatory

characteristicscharacteristics

substructures:substructures:

[Leroy, 1981][Leroy, 1981]

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Transmitted and reflected ions

The different motion of the ions and electrons create a cross shock potential.

• This potential is oriented along the shock normal direction.

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|B|

Echelles

et non stationarité: Cluster

..

RampesRampes

trtrèèss

éétroitestroites: : qquesqques

longueurslongueurs

inertiellesinertielles des des electrons (pas electrons (pas àà ll’é’échellechelle ioniqueionique))

..

VariabililtVariabililtéé

des des éépaisseurspaisseurs

du pied du pied ioniqueionique, de , de la la ramperampe

et de la et de la survaleursurvaleur

(overshoot)(overshoot)

éévidencevidence

de la non de la non stationaritstationaritéé

du choc du choc et et apparaitapparait

en accord avec en accord avec ll’’autoauto--reformationreformation

C4

C2

C1

C3

Positions des 4 sat. dans les plans (XGSE ,n) et perp. à nY’

(km)

C4

C2

C1

C3

C2

C3

C1

C4

X’(

km)

Y’

(km)

Z’(k

m)

n

BnBn

= 89= 89°°

±±

22°°SequenceSequence

de lde l ’’ ordre des travers

ordre des travers éé eses

au temps de rau temps de rééfféérence (milieu rampe du rence (milieu rampe du satsat. 4). 4)

LL

rampramp

= 5 = 5 c/c/pepe

MM

AA

=4.1=4.1 ii

=0.05=0.05

c/ωpi[[MazelleMazelle

et alet al., 2009]., 2009]

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c/ωpi

c/ωpi

EE--fieldfield

spikesspikes::

magneticmagnetic

rampsramps::

[Walker [Walker et alet al., 2004]., 2004]

[[MazelleMazelle

et alet al., 2010]., 2010]1. Rampes tendent à

décroitre près de 90°2. PDF des rampes: forte probabilité

de rencontrer des rampes fines.Echelle ionique comme majorant.

3. Largeurs tendent à

décroitreavec le nombre de Mach.

4. Statistique d

’échelle trèssimilaire pour les «

spikes

»de champ electrique

au niveau des rampes magnétiques maiséchelles plus fines:compatible avec sous-structuresde la rampe?

L ram

pin

[[HobaraHobara

et alet al., 2010]., 2010]

Echelles du choc Q-perp: statistiques

Contribution au saut de potentiel du choc?

Thinnest rampfor each shock all all rampsramps

12

34

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c/ωpi

c/ωpi

EE--fieldfield

spikesspikes::

magneticmagnetic

rampsramps::

[Walker [Walker et alet al., 2004]., 2004]

[[MazelleMazelle

et alet al., 2010]., 2010]1. Rampes tendent à

décroitre près de 90°2. PDF des rampes: forte probabilité

de rencontrer des rampes fines.Echelle ionique comme majorant.

3. Largeurs tendent à

décroitreavec le nombre de Mach.

4. Statistique d

’échelle trèssimilaire pour les «

spikes

»de champ electrique

au niveau des rampes magnétiques maiséchelles plus fines:compatible avec sous-structuresde la rampe?

L ram

pin

Echelles du choc Q-perp: statistiques

Contribution au saut de potentiel du choc?

Thinnest rampfor each shock all all rampsramps

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Shock

nonstationarity

with

Cluster[[LobzinLobzin

et alet al., GRL, 2007]., GRL, 2007]

BnBn

= 81= 81°°

MM

AA

=10 =10 ii

=0.6=0.6

one case one case studystudy: : highlyhighly

supercriticalsupercritical

QQ--perpperp

shockshock

VariabilityVariability

of the of the shockshock

front front withwith

embededembedednonlinearnonlinear

whistlerwhistler

wavewave

trains and "trains and "burstybursty" "

quasiquasi--periodicperiodic

production of production of reflectedreflected

ions ions proposedproposed

as as experimentalexperimental

evidenceevidence

of of

non non stationaritystationarity

and selfand self--reformation asreformation asdescribeddescribed

in Krasnoselskikh

et al. [2002]

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Questions ouvertes sur chocs Q-perp

Comment les différentes échelles du choc (ioniques et électroniques) sont-elles couplées?

A quelle(s) échelle(s) la dissipation est-elle la plus efficace? (ionique et/ou électronique?)

Quel(s) mécanismes de non stationnarité

le plus en accord avec les observations?

Quels effets de la non stationnarité

sur l’accélération des particules au niveau du choc?

Pb de l’injection. Quel mécanisme pour créer la population énergétique («

seed

») nécessaire pour que puissent opérer les

mécanismes d’accélération comme Shock

Drift Acceleration

et Shock

Surfing

Acceleration

(comment maintenir les particules

suffisamment longtemps au voisinage du choc)?

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Choc oblique et pré-choc ionique

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n

n

Q-// shock

Q-

shock

Bn

Bn

Planetary Foreshock

BB

[after [after TsurutaniTsurutani and Rodriguez, 1981and Rodriguez, 1981]]

EarthEarth

The Earth's foreshock is the region The Earth's foreshock is the region upstream from the bow shock where upstream from the bow shock where the interplanetary magnetic field the interplanetary magnetic field intersects the bow shock. intersects the bow shock. It is characterized by It is characterized by backstreamingbackstreamingelectrons and ions, as well as electrons and ions, as well as associated electrostatic and associated electrostatic and electromagnetic waves over a wide electromagnetic waves over a wide frequency range. frequency range.

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n

n

Q-// shock

Q-

shock

Bn

Bn

Planetary Foreshock

Structure

ElectronsElectrons

IonsIons

BB

[after [after TsurutaniTsurutani and Rodriguez, 1981and Rodriguez, 1981]]

EarthEarth

VVExBExB == ExBExB/B/B22

Ion foreshock boundaryIon foreshock boundary

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Field-aligned beam

Specularly reflected ions

Gyrophase-bunched

Gyrotropicdistribution

Intermediate distribution

diffusedistribution

Quasi-perpendicular Quasi-parallel

«

Zoology

»

of foreshock

ion distributions

Before

CLUSTER (ISEE mainly

+ AMPTE, WIND)

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Cluster

BBBB

PrPréé--chocchocTLTL

Choc et prChoc et préé--choc planchoc planéétairetaire

ion réfléchi

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Reflection in ramp and immediate scattering by Alfvén waves; Ions ||B can escape along B (Scattering depends on MA )

Origin of the FABs[[MobiusMobius

et al., 2001; et al., 2001; KucharekKucharek

et al., 2004; 2008]et al., 2004; 2008]

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SC# 1 Downstream from SC#3

V|| = V3|| – V1||

= 260 km/s [consistent with geometry]Maxwellian FABs ALWAYS upstream of FABs with tail

Bn

New class of New class of FABsFABs Meziane et al., 2007Meziane et al., 2007

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SC# 1 Downstream from SC#3

V|| = V3|| – V1||

= 260 km/s [consistent with geometry]Maxwellian FABs ALWAYS upstream of FABs with tail

Bn

New class of New class of FABsFABs Meziane et al., 2007Meziane et al., 2007

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Origin

of FABs

tails

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ions réfléchisPrPréé--chocchoc ioniqueionique

TLTL

BB

Choc et prChoc et préé--choc planchoc planéétairetaire

Ondes électromagnétiquesproduites par l'interaction des ions réfléchis au niveau du choc avec le plasma incident du vent solaire :- Forte turbulence-

Dissipation d’énergie

par interactions ondes-particules

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Different

types of Foreshock

ULF waves

[[GreenstadtGreenstadt

et alet al., 1995]., 1995]

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DifferentDifferent

types of types of ForeshockForeshock

ULF ULF waveswaves

+ + LeftLeft--Hand Hand AlfvAlfvèènn

WavesWavesNew New resultresult

fromfrom

ClusterCluster

[[EastwoodEastwood

et alet al., 2003]., 2003]

Still no satisfactory explanation for their origin

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ions réfléchisPrPréé--chocchoc ioniqueionique

TLTL

BB

Choc et prChoc et préé--choc planchoc planéétairetaire

Première démonstration quantitative résonance cyclotron dans le pré-choc

[Mazelle, et al., 2003, 2006]

Interaction Ondes-Particules

Ondes électromagnétiquesproduites par l'interaction des ions réfléchis au niveau du choc avec le plasma incident du vent solaire :- Forte turbulence-

Dissipation d’énergie

par interactions ondes-particules

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ions réfléchisPrPréé--chocchoc ioniqueionique

TLTL

BB

Choc et prChoc et préé--choc planchoc planéétairetaire

Première démonstration quantitative résonance cyclotron dans le pré-choc

[Mazelle, et al., 2003, 2006]

Interaction Ondes-Particules

[Mazelle, et al., 2000; 2003; 2006; 2007]

Première démonstration quantitative du piègeage dynamique des ions

IonsIons observobservéés avec les ondess avec les ondes

Ondes électromagnétiquesproduites par l'interaction des ions réfléchis au niveau du choc avec le plasma incident du vent solaire :- Forte turbulence-

Dissipation d’énergie

par interactions ondes-particules

23:35:33-23:35:37

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:37-23:35:41

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:41-23:35:45

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:45-23:35:49

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:53-23:35:57

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:57-23:36:01

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:01-23:36:05

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:05-23:36:09

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:09-23:36:13

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

FABs

Gyrophase-bunched ions

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ions réfléchisPrPréé--chocchoc ioniqueionique

TLTL

BB

Choc et prChoc et préé--choc planchoc planéétairetaire

Première démonstration quantitative résonance cyclotron dans le pré-choc

[Mazelle, et al., 2003, 2006]

Interaction Ondes-Particules

[Mazelle, et al., 2000; 2003; 2006; 2007]//V

Première démonstration quantitative du piègeage dynamique des ions

o, theory

BB =0.85=0.85

faisceau résonnant initial

IonsIons observobservéés avec les ondess avec les ondes

V

Ondes électromagnétiquesproduites par l'interaction des ions réfléchis au niveau du choc avec le plasma incident du vent solaire :- Forte turbulence-

Dissipation d’énergie

par interactions ondes-particules

23:35:33-23:35:37

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:37-23:35:41

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:41-23:35:45

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:45-23:35:49

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:53-23:35:57

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:35:57-23:36:01

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:01-23:36:05

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:05-23:36:09

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

23:36:09-23:36:13

CLUSTER CODIF Product 122001-04-07 E = 8413.423eV

FABs

Gyrophase-bunched ions

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Questions ouvertes pour le pré-choc

ionique•

Origine des faisceaux alignés toujours pas expliquée de manière satisfaisante.-

mécanismes de réflexion (pas spéculaire ni adiabatique!)?

-

Cause de la largeur thermique des faisceaux et de leur anisotropie de température? -

origine des queues à

grande vitesse de certains faisceaux? PDF non gaussiennes.

Turbulence? -

origine des doubles faisceaux? Incompatibles avec description «

standard

».

-

problème de l’injection au niveau du choc Q-perp, relation avec même problème dans d’autres contextes (choc terminal, chocs astros

non relativistes).

Quantification de la réflexion des ions? Capacité accélératrice des chocs?Phase initiale d’un mécanisme de type Fermi (Acceleration diffusive)?Role des interactions choc/choc?

Importance quantitative des interactions ondes-particules dans l’énergisation

des populations de particules? Liée aussi au problème de l’injection.-

rôle du piégeage dynamique des ions (résonance cyclotron) par les ondes ULF?

-

origine des ondes d’Alfvèn

identifiées pour le première fois avec Cluster?-

origine des strutures

cohérentes?

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Pré-choc électronique

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The generation

of downshifted

oscillations in the electron foreshock: bump-on-tail

versus loss-cone

instability

07:04.5 07:05 07:05.5 07:06 07:06.5 07:07

hour : min (UT)

0

10

20

B, n

T SC 3

Freq

uenc

y, k

Hz

10 20 30 40f, kHz

10

10

10-4

10-5

10-6

0 10 20 30 40f, kHz

Ene

rgy

(eV

)

Ele

ctro

n en

ergy

flux

, er

g cm

-2 s

-1 e

V-1

sr -

1

Energy (eV) Energy (eV)

log 10

( E /

Em

ax )

(a) (b)

10-2

1

10-1

10-3

1

10-1

10-2

10-3

103

102

102

103

Electron differential

energy

flux versus energy

and pitch angle and the corresponding

electric

field

spectra(a)

near

the

forward

edge

of the electronforeshock, at 07:04:29-07:04:33 UT,

and (b) deeper,

at 07:05:13-07:05:17 UT.

Frequency-time spectrogram

for the Earth'sbow

shock

crossing

on January

24, 2001.

[Lobzin

et al., 2005]

The observed

loss-cone

feature

is

always

accompanied

by electrostatic

waves

withfrequencies

well

below

the local plasma frequency.

The

downshifted

oscillations can

result

from

a loss-cone

instability

of electron

cyclotron modes rather

than

a beam

instability

of the Langmuir and/or beam

modes

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Beam-plasma interaction in randomly inhomogeneous plasmas

-CLUSTER in the Earth‘s foreshock (Diff = 0 .. -

6 RE )

-Observed wave amplitudesup to 5 mV/m

PDF for Langmuir wave energy density

x – experiment–––– maximum likelihood fit of a log-normal distribution –––– fit of Pearson class IV distribution obtained by maximum likelihood method–––– fit of Pearson class IV distribution with parameters derived from estimates of moments

[Krasnoselskikh

et al., 2007]

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Choc Q-parallel

Q-// shockBn

n

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[[LucekLucek

et alet al. 2002]. 2002]

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SLAMS Growth: A Simple Picture?

VSW BS

B0VA 0

ddz

BS2 C BS B0 exp z

L

[Martin Lee, [Martin Lee, workwork

in in progressprogress, , privateprivate

communication]communication]

[[LucekLucek

et alet al., 2008]., 2008][Schwartz and Burgess, 1991][Schwartz and Burgess, 1991]

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Open questions for Q-// shocks: origin of a SLAMS?

• Why is length of SLAMS so short? Expect 10,000 km• How does |B| increase? (particle scattering, steepening, B2L = const)

• Nonlinear Schroedinger

Equation pulse?• Polarization of a SLAMS? (Is particle interaction resonant or non-resonant?)

• Does phase speed of a SLAMS increase with |B|?• Does a SLAMS scatter incoming solar wind?• Certainly particles from the shock lose energy in the plasma frame to growth of the SLAMS

• Can a SLAMS reform the Q-// shock?

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Futur: MMSPetites échelles couvertes: jusqu’à

qques

km

Mais orbites peu adaptées à

l’étude du choc

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Implication for future multi-spacecraft

missions

alreadyalready

largerlarger

thanthan

c/ωpe

!!

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Et Maintenant Simulons!

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Shock acceleration

Schematic of a CME driven shock [From Zank et al., JGR, 2006]. For quasi- perpendicular shock, DSA seems to have some difficulties.

(Courtesy of Gang Li)

(Fermi/DSA)

(illustrated by M. Scholer)