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Modélisation des ceintures de
radiation de Jupiter
A. Sicard-Piet, S. Bourdarie
ONERA/DESP, Toulouse
1
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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
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Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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 [SantosCosta, 2001; Sicard, 2004]
3
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
Salammbô: Description des processus physiques
Processus physique intégrés dans Salammbô :électrons
1 < L < 9,5
0,025 < Ec (L = 9,5) < 100 MeV
Champ magnétique interne
+
Champ magnétique externe
Rayonnement synchrotron
Injection
de particules
Fluctuations
du champ
Diffusion
radiale
Diffusion en
Angle
d’attaque
Electrons
piégés
Précipitation
Atmosphère
4
Friction
en angle
d’attaque
Plasma froid
et
Ionosphère
Friction
en énergie
Dynamique des
ceintures de radiation:
Champ magnétique
Paramètres influençant
les processus physiques
Sources
Processus de diffusion
Processus de friction
Absorption
Pertes : précipitation
dans le cône de perte
et absorption
Lunes
Anneaux
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
Salammbô: Description des processus physiques
Processus physique intégrés dans Salammbô :protons
1 < L < 9.5
0,1 < Ec (L = 9.5) < 100 MeV
Champ magnétique interne
+
Champ magnétique externe
Injection
de particules
Fluctuations
du champ
Diffusion
radiale
Protons
piégés
CRAND
Dynamique des
ceintures de radiation:
Champ magnétique
Paramètres influençant
Les processus physiques
Friction
en énergie
Sources
Processus de diffusion
Echange de charge
Interaction nucléaire
Atmosphère
5
Précipitation
Plasma froid
et
Ionosphère
Processus de friction
Absorption
Pertes : précipitation
dans le cône de perte
et absorption
Lunes
Anneaux
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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
6
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
Salammbô: Importance relative des processus physiques
électrons
eq = 70°, Ec = 20 MeV
10-06
Diffusion coefficients (s-1)
Diffusion coefficients (s-1)
10-04
protons
10-04
10-08
10-10
10-12
10-14
10-16 1
2
3
4
5
6
eq = 70°, Ec = 20 MeV
10-06
10-08
10-10
10-12
10-14
10-16
1
2
Rayonnement synchrotron
Friction en énergie
Friction en angle d’attaque
7
4
5
L
L
Diffusion radiale
3
Interaction avec l’atmosphère
Diffusion en angle d’attaque
Friction en énergie
Effet des anneaux
Absorption
Friction en énergie
Absorption par les Lunes
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Salammbô: Cartographie des flux d’électrons et protons
Flux différentiels omnidirectionnels des électrons et protons dans un plan méridien
0
-2
-4 Ec = 20 MeV
6
4
2
0
x (Rj)
8
105
106
protons
2
Flux (MeV-1.cm-2.s-1)
z (Rj)
2
106
1
z (Rj)
Flux (MeV-1.cm-2.s-1)
4 electrons
3
104
0
-1
-2
103
Ec = 40 MeV
-3
0
1
2
3
4
5
 Effet majeur des lunes et des anneaux
8
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède
x (Rj) 14-15/03/2011
6
105
104
103
Salammbô: Validation du modèle électron
Comparaison avec Pioneer 10 et Pioneer 11
Pioneer 11
Pioneer 10
108 Ec > 21 MeV
Ec > 21 MeV
Flux (cm-2.s-1)
107
Flux (cm-2.s-1)
108
107
106
105
106
+++ Pioneer 10
Salammbô
5
1019:24
9
Divine & Garret [1983]
22:12 01:00
03 DEC 73
03:48 06:36 09:26
04 DEC 73
104
+++ Pioneer 11
Salammbô
Divine & Garrett [1983]
103
06:56
02:47
04:10
05:33
03 DEC 74 03 DEC 74 03 DEC 74 03 DEC 74
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Salammbô: Validation du modèle électron
Comparaison avec les observations radio: image synchrotron 2D
DE = 0°, f = 1424 MHz (21 cm), III(CML) = 20°
2
VLA Observation (max = 1270 K)
0
500
1424 MHz
-2
4
2
0
Divine et Garrett [1983] (max = 2025 K)
Tb (Kelvin)
1000
III(CML)=20°
-4
-2
Salammbô simulation (max = 1264 K)
2
1000
0
500
1424 MHz
-2
4
2
10
0
III(CML)=20°
-4
-2
Tb (Kelvin)
1000
0
1424 MHz
-2
4
2
500
III(CML)=20°
0
-2
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
-4
Tb (Kelvin)
2
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)
Flux density at 4.04 UA (Jy)
DE = -1,75° , f =2295 MHz (13 cm)
11
5.6
5.4
5.2
5
4.8
4.6
4.4
4.2
4.6
4.4
4.2
4
3.8
3.6
3.4
0
50
100 150 200 250 300 350
III(CML)
0
50
100 150 200 250 300 350
III(CML)
Observations [Klein et al., 1997]
Observations [Galopeau et al., 1996]
Salammbô simulation
Salammbô simulation
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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
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Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
JOSE
JOSE:
Jovian ONERA Specification Environment model
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Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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
S
Spatial coverage
D&G out 83
D&G in 83
D&G in and out 83
GIRE
Electron
Electron
Energy coverage
Salammbô
JOE
GIRE
Salammbô
JOE
S
12
L
16
0.001
D&G 83
JOP
Ion
2.8
14
6 8 9.5
HIC model
0.01
0.1
1 MeV
10
100
1000
Salammbô
Proton
Salammbô
D&G 83
JOP
12
16
30
L
0.001
Ion
Proton
6 8 9.5
0.01
0.1
1
MeV/Nuc
10
100
HIC model
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
1000
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
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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
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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
  > 20 Rj hors équateur (|ndcs| >1)
Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur
Electron flux at -1<ndcs<1 (cm².sr-1.s-1)
108
21 Rj
25 Rj
106
45 Rj
65 Rj
85 Rj
104
102
100
0.01
17
29 Rj
0.1
1.
Energy (MeV)
10.
100.
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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
Electron flux for asin(Beq/B) > 70° (cm².sr-1.s-1)
Extrapolation ( no data there)
18
108
L=10
L=12
107
L=14
L=16
L=18
106
L=20
105
104
103
0.01
0.1
1.
Energy (MeV)
10.
100.
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
JOSE: Model électron avec niveau de confiance
Probabilité de 75 % de
mesurer un flux inférieur à
la moyenne linéaire des
flux de Galileo à 21 Rj
 Exemple pour L>20 ( > 2 MeV électron)
 étude statistique effectuée sur les données Galileo
100
60
> 2MeV
40
=15 Rj
=21 Rj
=27 Rj
=45 Rj
=65 Rj
=85 Rj
80
Probability %
Number of points
> 2MeV
20
60
=15 Rj
=21 Rj
=27 Rj
=45 Rj
=65 Rj
=85 Rj
40
20
0
100
101
102
103
Flux (cm-2.sr-1.s-1)
19
104
105
106
0
100
101
102
103
104
Flux (cm-2.sr-1.s-1)
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
105
106
JOSE: Model électron avec niveau de confiance
 Niveau de confiance pour L>20 ( > 2 MeV électron)
1
Confidence level
0.9
Niveau de
confiance de
0.95 à 21 Rj et à
Ec>2 MeV
> 2MeV
=15 Rj
=21 Rj
=27 Rj
=45 Rj
=65 Rj
=85 Rj
0.8
0.7
 Le flux
résultant est le
flux de JOSE
moyen multiplié
par un facteur
2.
0.6
0.5
0.1
1
10
100
Multiplier of JOSE mean model
20
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Validation of JOSE electron model (1/2)
Flux d’électrons > 21 MeV
Le long de la trajectoire sortante de Pioneer 10
50
ZZ JSE
JSE (Rj)
 Comparaison de JOSE, P10 et les autres modèles
25
0
-25
-50
-50
50-100
-100
25
Y JSE (Rj)
Outbound trajectory of Pioneer 10
1.E+07
1.E+06
Z
00
-25
-25
-50
-50
-75
-75
(spin axis)
Flux (cm-2.s-1.sr-1)
75
75
100
100
25
50
75
100
Y
0
X (Sun)
-25
-50
-100
-100
-75
-50
0
-25
X JSE (Rj)
1.E+04
1.E+03
1.E+02
Background
1.E+00
1.E-01
1.E-02
1.E-03
0
10
20
30
40
50
60
70
80
Rho (Rj)
Pioneer 10
21
50
50
-75
1.E+05
1.E+01
25
25
(Rj)
JSE (Rj)
X JSE
X
mean JOSE
JOSE conflevel 0.99
GIRE
D&G83
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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
> 2 MeV along the equator
1.00E+07
x Galileo
- GIRE
- DG83
- Mean JOSE
- JOSE conflevel 0.99
- Galileo Average
1.00E+06
Flux (cm-2.s-1.sr-1)
1.00E+05
1.00E+04
1.00E+03
1.00E+02
1.00E+01
1.00E+00
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
rho (Rj)
Galileo
22
Mean JOSE
Galileo Mean
JOSE 0.99
DG83
GIRE
Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011
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.
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