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Bilan PNST, Paris, 28-30/09/2005 David A. Hardy
Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire
Observatoire de Paris, LESIA, CNRS 8109, Meudon, France
K.Issautier, N. Meyer-Vernet, M. Maksimovic, M. Moncuquet, S. Hoang, A. Mangeney, I. Zouganelis, J.-L. Bougeret
Observations et interprétation des mesures radio spatiales in situ dans le vent solaire
Méthode de mesure : spectroscopie bruit thermique Paramètres plasmas des électrons à grande échelle en fonction du cycle solaire : Ulysse ( passage rapide pôle à pôle), Wind (10 ans dans l’écliptique) Vent solaire à petite échelle: mesures de densité Conclusion
Plan :
Mouvement des particules produit fluctuations électrostatiques Méthode de bruit quasi-thermique, utilisant des antennes fils et un récepteur radio sensible
Méthode de mesure in situ dans l’espacePrincipe de la méthode de bruit thermique
Concept ~ antenne en équilibre avec un corps noir• Ondes électrostatiques qui excitent le plasma (ondes e.m. pour C.N.)qui ne se propagent pas donc diagnostic local, in situ du milieu.• Vent solaire n’est pas à l’équilibre: FDV n’est pas une Maxwellienne.
Méthode de mesure in situ dans l’espacePrincipe de la méthode de bruit thermique
Concept ~ antenne en équilibre avec un corps noir• Ondes électrostatiques qui excitent le plasma (ondes e.m. pour C.N.)qui ne se propagent pas donc diagnostic local, in situ du milieu.• Vent solaire n’est pas à l’équilibre: FDV n’est pas une Maxwellienne.
Densité spectrale aux bornes des antennes dépend des fonctions de distributions en vitesse des particules
Mesure des moments des distributions
eNExemple tyique avec Ulysses/Urap
Ref.: Issautier et al., J. Geophys. Res., 104, 1999
Principe de la méthode: mesure des paramètres plasma
Ajustement théorie/observations
Diagnostic précis du plasma
6 paramètres du plasma: Ne, Tc, Nh/Nc, Th/Tc, Vsw, Tp
Exemples de mesures dans les environnements planétaires
UlysseTore de Io
Windplasmasphère
CassiniSaturne
Ref.: Moncuquet et al., 2005
Exploration rapide des hautes latitudes solaires
Exploration de pôle-à-pôle d’Ulysse
Près du minimum solaire
fp
fp
80°S 80°N0°
Près du maximum solaire
fréq
uen
cefr
équ
ence
TempsRef.: Issautier et al., Solar Physics, 221, 351-359, 2004.
Trou coronal
Trou coronal
Tc
Ne
Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire
Profil de température: comportement à mi-chemin entre variation adiabatique et isotherme
Ref.: Issautier et al., Solar Wind 10, 2003
Profil de densité: expansion sphérique du vent rapide du pôle, à vitesse constante.
Latitude > 72 °
Tc
Ne
Ref.: Issautier et al., Solar Wind 10, 2003
Indice de la loi de puissance en accord avec celui obtenu près du minimum solaire dans le trou coronal polaire de l’hémisphère sud.
Latitude > 72 °
Caractéristiques similaires des trous coronaux polaires au cours d’un cycle solaire
Profil radial dans le trou coronal polaire au maximum solaire
Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique
Minimum solaire
Maximum solaire
Dans le vent rapide issu des trous coronaux polaires: 2.6x10-9 Pa en minimum et en maximum
Dans le vent lent: 2.2x10-9 Pa
V2
normalisée à 1AU
Mesures URAP/SWOOPS/ULYSSE
Forme de l’héliopause à partir des mesures de pression dynamique
Minimum solaire
Maximum solaire
Changement de la pression dynamique est principalement dû à la proportion de vent rapide / vent lent au cours du cycle Forme de l’héliosphère symétrique en min et en max Seulement 20% de variations entre les 2 courbes.
V2
normalisée à 1AU
Mesures SWOOPS/ULYSSES
Analyse des 10 ans de données Wind/Waves/TNR: Densité, température thermique des électrons et vitesse du vent
Ne TcVsw
Mélange de vents lent/rapide
Différentes populations dans distributions des paramètres plasmas
Variations à grande échelle de Ne, et Tc en fonction du cycle solaire, entre 1995 - 2003
Ref.: Issautier, Perche, Hoang, Lacombe, Maksimovic, Bougeret, Salem, 2005
Densité moyenne électronique : 15% de variation entre minimum et maximum
Anticorrélation de la densité en fonction du nombre de taches dans l’écliptique
Température moyenne électronique: 20% de variation entre minimum et maximum
Corrélation positive de la température en fonction du nombre de taches, en particulier pour la population la plus chaude
Variations à grande échelle de la densité et température en fonction du cycle solaire, entre 1995 – 2003: Wind
Sp
ectr
e d
e P
uis
san
ce (
cm-6/H
z)Faible Lat.
f -5/3
Rotation solaire
2 min
Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire
• Mélange vent lent/rapide à basse latitude (0°-22°): Spectre varie globalement en f -5/3 dans domaine inertielSpectre de puissance avec indice en Kolmogorov suggère présence d’une cascade de la turbulence des grandes vers petites échelles.
Fréquence (Hz)Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005
Fréquence (Hz)
Sp
ectr
e d
e P
uis
san
ce (
cm-6/H
z)Faible Lat.
f -5/3
Rotation solaire
2 min
Haute Lat.
f -5/3
f -1.3
Fréquence (Hz)
Spectre des fluctuations de densité électronique à partir des mesures Ulysses/URAP/QTN au minimum solaire
Ref. Issautier et al., Solar Wind 11, 2005
Résultats en accord avec ceux obtenus sur Helios 2 dans vent rapide (Tu & Marsch, 1995) «Cassure » observé aussi sur spectre des fluctuations de B dans vent rapide (Tu & Marsch, 1995 and Horbury, 1999)
Ecart à la gaussianité dû aux événements intermittents pour échelles > min Pour Wind, échantillon à la seconde, série de nouveaux événements mal définis
Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 4 min - 2.3 h sur Ulysse
Analyse de l’intermittence grâce aux PDF des fluctuations de densité pour échelle 6 s – 3.5 min sur Wind
Conclusions
Structure à grande échelle du vent solaire plus compliquée au maximum qu’au minimum solaire.
Caractéristiques du vent rapide identiques au cours du cycle Prochain passage rapide N/S d’Ulysse au minimum fin 2006
Transport de l’énergie dans un plasma non collisionnel fondamental
Etude du vent solaire aux petites échelles (Ulysse, Wind, Stéréo)