Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter

1 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011

Modélisation des ceintures de radiation de Jupiter

A. Sicard-Piet, S. BourdarieONERA/DESP, Toulouse


Plan

Salammbo 3D: un modèle physique des ceintures de radiation

JOSE: Jovian ONERA Specification Environment model

- Description du modèle

- Processus physiques

- Validation par comparaison avec des données

- Modèles et mesures existants

- Paramètres de base de JOSE

- Description du modèle moyen électron

- Niveau de confiance

- Validation du modèle électron


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]


Processus de friction

Frictionen énergie

Friction en angle d’attaque

Rayonnement synchrotron

Processus de diffusion

Diffusion radiale

Fluctuationsdu champ

Diffusion enAngle

d’attaque

Dynamique des ceintures de radiation:Champ magnétique

Sources

Injection de particules

Pertes : précipitation dans le cône de perte et absorption

AbsorptionPrécipitation

Paramètres influençantles processus physiques

Lunes AnneauxPlasma froid

etIonosphère

Atmosphère

Processus physique intégrés dans Salammbô :électrons

Electrons piégés

Electrons piégés

Champ magnétique interne+

Champ magnétique externe

1 < L < 9,50,025 < Ec (L = 9,5) < 100 MeV

Salammbô: Description des processus physiques


Processus de diffusion

Dynamique des ceintures de radiation:Champ magnétique

Sources

Injectionde particules

Pertes : précipitation dans le cône de perteet absorption

AbsorptionPrécipitation

Paramètres influençantLes processus physiques

Lunes AnneauxPlasma froid

etIonosphère

Atmosphère

Protonspiégés

Protonspiégés

1 < L < 9.50,1 < Ec (L = 9.5) < 100 MeV

Processus de friction

Frictionen énergie

Echange de chargeInteraction nucléaire

CRAND

Processus physique intégrés dans Salammbô :protons

Salammbô: Description des processus physiques

Champ magnétique interne+

Champ magnétique externe

Fluctuationsdu champ

Diffusion radiale


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 de champ magnétique: O6+Khurana, 1997.

Modèle d’atmosphère: Seiff et al., 1997, 1998

Io est considéré comme un corps conducteur qui n’a pas l’effet absorbant sur les particules des ceintures comme les autres satellites naturels.

Salammbô: Principaux modèles et hypothèses utilisés

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


Effet des anneauxAbsorptionFriction en énergie

eq = 70°, Ec = 20 MeV

1 2 3 5410-16

10-14

10-10

10-08

10-06

10-04

L

10-12

6 1 2 3 5410-16

10-14

10-10

10-08

10-06

10-04

L

eq = 70°, Ec = 20 MeV

10-12

6

électrons protons

Diffusion radiale

Rayonnement synchrotron

Friction en énergie

Friction en angle d’attaque

Interaction avec l’atmosphère

Diffusion en angle d’attaqueFriction en énergie

Absorption par les Lunes

Dif

fusi

on c

oeff

icie

nts

(s-1)

Dif

fusi

on c

oeff

icie

nts

(s-1)

Salammbô: Importance relative des processus physiques

8 Exploration Radio et Plasma des magnétosphère de Jupiter et de Ganymède 14-15/03/2011x (Rj)

Salammbô: Cartographie des flux d’électrons et protons

Flu

x (M

eV-1

.cm

-2.s

-1)

106

105

104

103

z (R

j)

0

0

2

4

-2

-4

2 4 6 8x (Rj)

Ec = 20 MeV

electrons

Flu

x (M

eV-1

.cm

-2.s

-1)

106

105

104

103

z (R

j)0

0

1

2

3

-1

-2

-31 2 3 4 5 6

Ec = 40 MeV

protons

Effet majeur des lunes et des anneaux

Flux différentiels omnidirectionnels des électrons et protons dans un plan méridien


105

106

107

108

Flu

x (c

m-2.s

-1)

Ec > 21 MeV

+++ Pioneer 10

22:12 01:00 03:48 06:36 09:26

04 DEC 73

19:2403 DEC 73

+++ Pioneer 11

02:4703 DEC 74

04:1003 DEC 74

05:3303 DEC 74

06:5603 DEC 74

Divine & Garret [1983] Divine & Garrett [1983]

Salammbô Salammbô

Ec > 21 MeV

103

104

107

108

Flu

x (c

m-2.s

-1)

106

105

Pioneer 10 Pioneer 11

Salammbô: Validation du modèle électron

Comparaison avec Pioneer 10 et Pioneer 11


-2

0

4 2 0 -2 -40

500

1000

Tb

(Kel

vin)

VLA Observation (max = 1270 K) 2

1424 MHz III(CML)=20°

-2

0

4 2 0 -2 -40

500

1000

Tb

(Kel

vin)

Salammbô simulation (max = 1264 K) 2

1424 MHz III(CML)=20°-2

0

4 2 0 -2 -40

500

1000T

b (K

elvi

n)Divine et Garrett [1983] (max = 2025 K) 2

1424 MHz III(CML)=20°

DE = 0°, f = 1424 MHz (21 cm), III(CML) = 20°


Comparaison avec les observations radio: image synchrotron 2D


4.2

4.44.6

4.8

5

5.25.4

5.6

0 50 100 150 200 250 300 3503.4

3.6

3.8

4

4.2

4.4

4.6

0 50 100 150 200 250 300 350Flu

x de

nsity

at 4

.04

UA

(Jy

)

Observations [Klein et al., 1997] Observations [Galopeau et al., 1996]

Salammbô simulation Salammbô simulation

« Beaming Curve »: variations avec III(CML)

DE = -1,75° , f =2295 MHz (13 cm) DE = -3,24° , f =1416 MHz (21 cm)

III(CML) III(CML)


Comparaison avec les observations radio: « beaming curves »


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


JOSE

JOSE:Jovian ONERA Specification Environment model


6 12 169.5

Ele

ctro

nP

roto

n

Salammbô

8

GIRE

Salammbô

D&G 83

D&G in 83 D&G out 83

Spatial coverage

L

6 12 169.58 L

Ion

2.8 30

HIC model

JOP

JOE

D&G in and out 83

0.001 0.01 0.1 1 10 100 1000

Série1

0.001 0.01 0.1 1 10 100 1000

Série1MeV

Ele

ctro

n

SalammbôGIRE

Energy coverage

Pro

ton Salammbô

D&G 83

Ion HIC modelMeV/Nuc

JOP

JOE

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


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


JOSE: Paramètres utilisés pour construire le modèle

Très proche de la planète, L <9.5

Proche de la planète, 9.5<L<20

Loin de la planète, L>20

Le modèle Salammbo, basé sur les paramètres L et eq , est utilisé

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)

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


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

0.01 0.1 1. 10. 100.100

102

104

106

108

Energy (MeV)

Ele

ctro

n flu

x a

t -1

<nd

cs<

1 (c

m².

sr-1

.s-1

)

21 Rj

25 Rj

29 Rj

45 Rj

65 Rj

85 Rj


Extrapolation ( no data there)

L < 20 Rj à l’équateur (eq >70°)

L < 20 Rj hors équateur (eq <70°)

0.01 0.1 1. 10. 100.103

105

106

107

108

Energy (MeV)

Ele

ctro

n flu

x fo

r as

in(B

eq/B

) >

70

°(c

m².

sr-1

.s-1

)

L=10

L=12

L=14

L=16

L=18

L=20

104

Le modèle JOSE moyen d’électron est directement basé sur les moyennes linéaires des flux mesurés par Galileo près de l’équateur

Les données Galileo ont été analysés et utilisées pour définir un profil de flux hors équateur

JOSE: Modèle moyen d’électron


100 101 102 103 104 105 1060

20

40

60

> 2MeV

=15 Rj=21 Rj=27 Rj=45 Rj=65 Rj=85 Rj

Flux (cm-2.sr-1.s-1)

Pro

babi

lity

%

80

100

JOSE: Model électron avec niveau de confiance

Exemple pour L>20 ( > 2 MeV électron) étude statistique effectuée sur les données Galileo

Probabilité de 75 % de mesurer un flux inférieur à la moyenne linéaire des flux de Galileo à 21 Rj

100 101 102 103 104 105 1060

20

40

60

> 2MeV

=15 Rj=21 Rj=27 Rj=45 Rj=65 Rj=85 Rj

Flux (cm-2.sr-1.s-1)

Num

ber

of p

oint

s


> 2MeV

=15 Rj=21 Rj=27 Rj=45 Rj=65 Rj=85 Rj

0.1 1 100.5

0.6

0.7

0.8

Multiplier of JOSE mean model

Con

fiden

ce le

vel

100

0.9

1

Niveau de confiance de 0.95 à 21 Rj et à Ec>2 MeV

Le flux résultant est le flux de JOSE moyen multiplié par un facteur 2.

Niveau de confiance pour L>20 ( > 2 MeV électron)

JOSE: Model électron avec niveau de confiance


Outbound trajectory of Pioneer 10

1.E-03

1.E-02

1.E-01

1.E+00

1.E+01

1.E+02

1.E+03

1.E+04

1.E+05

1.E+06

1.E+07

0 10 20 30 40 50 60 70 80

Rho (Rj)

Flu

x (c

m-2

.s-1

.sr-1

)

Pioneer 10 mean JOSE JOSE conflevel 0.99 GIRE D&G83

Background

Validation of JOSE electron model (1/2)

Flux d’électrons > 21 MeVLe long de la trajectoire sortante de Pioneer 10 -50

-25

0

25

50

-100 -75 -50 -25 0 25 50 75 100

X JSE (Rj)

Z J

SE

(R

j)

-100

-75

-50

-25

0

25

50

-100 -75 -50 -25 0 25 50 75 100

X JSE (Rj)

Y J

SE

(R

j)

Z (spin axis)

X (Sun)

Y

-100

-75

-50

-25

0

25

50

-100 -75 -50 -25 0 25 50 75 100

X JSE (Rj)

Y J

SE

(R

j)

-50

-25

0

25

50

-100 -75 -50 -25 0 25 50 75 100

X JSE (Rj)

Z J

SE

(R

j) Comparaison de JOSE, P10 et les autres modèles


> 2 MeV along the equator

1.00E+00

1.00E+01

1.00E+02

1.00E+03

1.00E+04

1.00E+05

1.00E+06

1.00E+07

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

rho (Rj)

Flu

x (c

m-2

.s-1

.sr-1

)

Galileo Mean JOSE Galileo Mean JOSE 0.99 DG83 GIRE

Validation of JOSE electron model (2/2)

x Galileo - GIRE - DG83 - Mean JOSE - JOSE conflevel 0.99 - Galileo Average

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


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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