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Contrôle du vent solaire Ceintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques

Contrôle du vent solaire Ceintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques. P. H. M. Galopeau LATMOS-CNRS, Université Versailles-St Quentin. Introduction. Ceintures de rayonnement synchrotron de Jupiter

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Contrôle du vent solaire Ceintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques

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Presentation Transcript

  1. Contrôle du vent solaireCeintures de rayonnement synchrotron et émissions hectométriques P. H. M. Galopeau LATMOS-CNRS, Université Versailles-St Quentin Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  2. 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 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  3. 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. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  4. Modulation par la rotation de Jupiter Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  5. Image radio à 21 cm obtenue par le VLA Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  6. Densité de flux à l’époque de l’impact avec la comète SL9 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  7. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  8. Galopeau & Gérard, PSS, 2001 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  9. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  10. 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°. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  11. Observation par Cassini/RPWS Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  12. 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. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  13. Exemple d’observation commune Boudjada & Galopeau, PSS, 2001 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  14. Probabilité d’occurrence du HOM Intensité ≥ 5-6 dB Intensité ≥ 30-40 dB Galopeau & Boudjada, JGR, 2005 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  15. Intensité relative Variation de l’intensité à 800 kHz mesurée par Wind en fonction de la CML. Une modulation quasi-sinusoïdale est déterminée par moindres carrés. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  16. Corrélation avec le vent solaire Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  17. Résultats corrélation HOM/VS Galopeau & Boudjada, JGR, 2005 Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

  18. 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. Atelier Magnétosphères de Jupiter et de Ganymède, Meudon, France

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