Contrôle du vent solaire Ceintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques P. H....
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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
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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
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
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
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Modulation par la rotation de Jupiter
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Image radio à 21 cm obtenue par le VLA
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
14/03/2011
Densité de flux à l’époque de l’impact avec la comète SL9
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
14/03/2011
Galopeau & Gérard, PSS, 2001
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
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
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Observation par Cassini/RPWS
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
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.
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Exemple d’observation commune
14/03/2011
Boudjada & Galopeau, PSS, 2001
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Probabilité d’occurrence du HOM
14/03/2011
Intensité ≥ 5-6 dB Intensité ≥ 30-40 dB
Galopeau & Boudjada, JGR, 2005
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Intensité relative
14/03/2011
Variation de l’intensité à 800 kHz mesurée par Wind en fonction de la CML.Une modulation quasi-sinusoïdale est déterminée par moindres carrés.
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Corrélation avec le vent solaire
14/03/2011
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
Résultats corrélation HOM/VS
14/03/2011
Galopeau & Boudjada, JGR, 2005
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Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France
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.
14/03/2011