Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter

1. Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter Sicard-Piet, S. Bourdarie ONERA/DESP, Toulouse

2. Plan  Salammbo 3D: un modèle physique des ceintures de radiation - Description du modèle - Processus physiques - Validation par comparaison avec des données  JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model - Modèles et mesures existants - Paramètres de base de JOSE - Description du modèle moyen électron - Niveau de confiance - Validation du modèle électron

3. Salammbô: un modèle physique  Salammbô-3D est un modèle de diffusion à trois dimensions (Energie, angle d’attaque et L) qui a pout but de regrouper tous les processus physiques nécessaire pour reproduire les ceintures de radiation  Salammbô est basé sur la résolution de l’équation de Fockker Planck et sur la théorie du mouvement des particules piégées (giration et rebond le long de la ligne de champ et dérive autour de la planète)  Dans le cas de Jupiter, Salammbô est un modèle statique qui ne reproduit pas la dynamique temporelle des ceintures  Les résultats de Salammbô présentés sont issus de deux thèses [Santos-Costa, 2001; Sicard, 2004]

4. Rayonnement synchrotron Sources Injection de particules Processus de diffusion Friction en angle d’attaque Fluctuations du champ Diffusion radiale Processus de friction Pertes : précipitation dans le cône de perte et absorption Friction en énergie Diffusion en Angle d’attaque Paramètres influençant les processus physiques Précipitation Absorption Anneaux Lunes Plasma froid et Ionosphère Atmosphère Salammbô: Description des processus physiques Processus physique intégrés dans Salammbô :électrons Champ magnétique interne + Champ magnétique externe 1 < L < 9,5 0,025 < Ec (L = 9,5) < 100 MeV Dynamique des ceintures de radiation: Champ magnétique Electrons piégés

5. Sources Processus de diffusion Processus de friction Pertes : précipitation dans le cône de perte et absorption Paramètres influençant Les processus physiques Anneaux Lunes Plasma froid et Ionosphère Atmosphère Salammbô: Description des processus physiques Processus physique intégrés dans Salammbô :protons Champ magnétique interne + Champ magnétique externe 1 < L < 9.5 0,1 < Ec (L = 9.5) < 100 MeV Dynamique des ceintures de radiation: Champ magnétique Injection de particules CRAND Fluctuations du champ Diffusion radiale Protons piégés Friction en énergie Echange de charge Interaction nucléaire Précipitation Absorption

6. Salammbô: Principaux modèles et hypothèses utilisés  Construction d’un modèle simple d’anneaux à partir des densités optiques, de la taille et la distribution des poussières trouvées dans la littérature [Showalter et al., 1987; dePater et al., 1999; Ockert-Bell et al., 1999, Canup et al., 1993, Zebker et al., 1985]. Dans la dernière version du modèle les poussières sont considérées comme chargées négativemment  Modèle de ionosphere, plasmasphère et tore de Io: Divine et Garrett, 1983  Modèle d’atmosphère: Seiff et al., 1997, 1998  Modèle de champ magnétique: O6+Khurana, 1997.  Io est considéré comme un corps conducteur qui n’a pas l’effet absorbant sur les particules des ceintures comme les autres satellites naturels.  Diffusion radiale en DLL=D0.L3  Pas d’interaction onde-particule  Condition limite inspirée de mesures de Pioneer et Galileo et ensuite affiner au mieux pour reproduire les observations

7. Diffusion radiale Interaction avec l’atmosphère Diffusion en angle d’attaque Rayonnement synchrotron Friction en énergie Friction en énergie Friction en angle d’attaque Absorption par les Lunes Salammbô: Importance relative des processus physiques électrons protons 10-04 10-04 eq = 70°, Ec = 20 MeV eq = 70°, Ec = 20 MeV 10-06 10-06 10-08 10-08 10-10 10-10 Diffusion coefficients (s-1) Diffusion coefficients (s-1) 10-12 10-12 10-14 10-14 10-16 10-16 1 6 6 5 5 2 3 2 3 4 1 4 L L Effet des anneaux Absorption Friction en énergie

8. Salammbô: Cartographie des flux d’électrons et protons Flux différentiels omnidirectionnels des électrons et protons dans un plan méridien  Effet majeur des lunes et des anneaux x (Rj)

9. Salammbô Salammbô Divine & Garrett [1983] Divine & Garret [1983] 06:56 02:47 04:10 05:33 03 DEC 74 03 DEC 74 03 DEC 74 03 DEC 74 Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec Pioneer 10 et Pioneer 11 Pioneer 11 Pioneer 10 108 108 Ec > 21 MeV Ec > 21 MeV 107 107 106 Flux (cm-2.s-1) Flux (cm-2.s-1) 105 106 +++ Pioneer 10 +++ Pioneer 11 104 105 103 03:48 01:00 19:24 22:12 06:36 09:26 03 DEC 73 04 DEC 73

10. VLA Observation (max = 1270 K) 2 1000 Tb (Kelvin) 0 500 III(CML)=20° 1424 MHz 0 -2 4 0 -4 2 -2 Salammbô simulation (max = 1264 K) Divine et Garrett [1983] (max = 2025 K) 2 2 1000 1000 Tb (Kelvin) Tb (Kelvin) 0 0 500 500 III(CML)=20° 1424 MHz 1424 MHz III(CML)=20° 0 -2 -2 0 4 0 4 -4 2 -2 0 -4 2 -2 Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec les observations radio: image synchrotron 2D DE = 0°, f = 1424 MHz (21 cm), III(CML) = 20°

11. Observations [Klein et al., 1997] Salammbô simulation Observations [Galopeau et al., 1996] Salammbô simulation Salammbô: Validation du modèle électron Comparaison avec les observations radio: « beaming curves » « Beaming Curve »: variations avec III(CML) DE = -3,24° , f =1416 MHz (21 cm) DE = -1,75° , f =2295 MHz (13 cm) 5.6 4.6 5.4 4.4 5.2 4.2 5 Flux density at 4.04 UA (Jy) 4 4.8 3.8 4.6 3.6 4.4 4.2 3.4 0 50 100 150 200 250 300 350 0 50 100 150 200 250 300 350 III(CML) III(CML)

12. Salammbô: Conclusion et perspective • Les résultats de Salammbô semblent cohérent par comparaison avec les mesures: • mesures des sondes • mesures radio • Cependant certains points restent à améliorer : • diffusion radiale • interaction avec les anneaux (chargé ou non) • interaction onde-particule • effet du tore de Io

13. JOSE JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model

14. JOSE: modèles existants • Modèles empirique: • Divine et Garret [1983] (basé sur les données Pioneer et Voyager) • GIRE (basé sur les données Galileo entre 8 et 16 Rj) • Modèle physique: • Salammbô • JOE/JOP est une combinaison de ces trois modèles

15. JOSE: Mesures existantes • Pioneer : • P10: au plus près de Jupiter le 4 Décembre 1973, périapsis à 2.85 Rj ,inclinaison: 13.8° • P11: au pkus près de Jupiter le 3 Décembre 1974, périapsis à 1.6 Rj, inclinaison : 51.8° •  Seulement un passage dans les ceintures : faible statistique • Voyager : • V1: au plus près de Jupiter le 5 Mars 1979, périapsis à 4.89 Rj ,inclinaison: 3.98° • V2: au plus près de Jupiter le 9 Juillet 1979, périapsis à 10.11 Rj, inclinaison : 6.91° •  Seulement un passage dans les ceintures: faible statistique • Ulysses: • au plus près de Jupiter le 8 Février 1992, périapsis à 6.3 Rj •  Seulement un passage dans les ceintures : faible statistique • Galileo: • Orbiter entre 1995 et 2004 • au plus proche de Jupiter le 1995/09/13 et le 1995/12/07 à ~ 4 Rj •  Plusieurs orbites dans les ceintures : bonne statistique

16. JOSE: Paramètres utilisés pour construire le modèle • Très proche de la planète, L <9.5 Le modèle Salammbo, basé sur les paramètres L et eq , est utilisé • Proche de la planète, 9.5<L<20 Selon une étude effectuée sur les données de Pioneer et Voyager, les paramètres L et eq permettent de bien organiser les particules jusqu’à L=20 et ont été utilisés pour construire le modèle JOSE (basé sur les données) • Loin de la planète, L>20 Etant donné que, loin de la planète, l’équateur magnétique réel ne peut être représenté par un équateur magnétique dipolaire, le paramètre L ne peut plus être utilisé. Un nouveau paramètre, ndcs (distance normale au feuillet de courant calculé avec le modèle de champ magnétique de Khurana [2005]) et  la distance à l’axe de rotation de la planète ont été utilisée pour construire le modèle JOSE

17.  > 20 Rj hors équateur (|ndcs| >1) Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur JOSE: Modèle moyen d’électron •  > 20 Rj à l’équateur (|ndcs| <1) Le modèle JOSE moyen d’électron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de l’équateur

18. JOSE: Modèle moyen d’électron • L < 20 Rj à l’équateur (eq>70°) Le modèle JOSE moyen d’électron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de l’équateur • L < 20 Rj hors équateur (eq<70°) Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur

19. Probabilité de 75 % de mesurer un flux inférieur à la moyenne linéaire des flux de Galileo à 21 Rj JOSE: Model électron avec niveau de confiance • Exemple pour L>20 ( > 2 MeV électron)  étude statistique effectuée sur les données Galileo

20. JOSE: Model électron avec niveau de confiance • Niveau de confiance pour L>20 ( > 2 MeV électron) Niveau de confiance de 0.95 à21 Rj et à Ec>2 MeV  Le flux résultant est le flux de JOSE moyen multiplié par un facteur 2.

21. Validation of JOSE electron model (1/2) • Comparaison de JOSE, P10 et les autres modèles Flux d’électrons > 21 MeV Le long de la trajectoire sortante de Pioneer 10

22. Validation of JOSE electron model (2/2) • Comparaison de JOSE, Galileo et les autres modèles Flux d’électrons > 2 MeV à l’équateur jovigraphique mesuré par Galileo et résultant des autres modèles x Galileo - GIRE - DG83 - Mean JOSE - JOSE conflevel 0.99 -Galileo Average

23. Conclusion • Un nouveau modèle de spécification, JOSE, basé sur les données Galileo a été développé à l’ONERA sous contrat ESA (prime Qinetiq) pour estimer les flux de protons et d’électrons de l’atmosphère de Jupiter à 100 Rj. • Le modèle JOSE contient un modèle moyen et un modèle incluant un niveau de confiance, issus de la dynamique des données Galileo. • Alors que le modèle JOSE électron moyen est directement basé sur les moyennes linéaires des flux de Galileo à l’équateur, associé à un profil empirique hors équateur, le modèle JOSE moyen proton est basé sur la condition limite de Salammbô à L=10 associé à un profil empirique hors équateur. • Les comparaisons entre les mesures in-situ et les résultats de JOSE permettent de valider le modèle JOSE de quelques centaines de keV à quelques dizaines de MeV pour les électrons et jusqu’à quelques MeV pour les protons, et ce sur une couverture spatial allant de la partie interne de la magnétosphère jusqu’à 100 Rj.