Caractéristiques spectrales

Les premières observations d’ondes électrostatiques électroniques aux (n+½)fce

dans la magnétosphère terrestre datent de la fin des années soixante, avec les observations de l’instrument VLF à bord de OGO 5. Leur dénomination vient du fait qu’elles sont présentes entre deux gyrofréquences électroniques successives.

Un exemple des observations de OGO 5 est donné sur la Figure 2.1 où l’on peut voir une seule harmonique observée à une fréquence f autour de 1.25 fce.

Figure 2.1 : Observation d’une harmonique autour de 3/2 fce par le satellite OGO5, (D’après Kennel et al., 1970).

Le spectrogramme des données de OGO 5 n’est pas représentatif de l’ensemble des émissions aux (n+½)f_ce qui peuvent apparaître. En effet, celles-ci peuvent être observées avec des signatures spectrales différentes, que nous allons rappeler dans ce qui suit.

II.2.1.a Ondes autour de 3/2 fce

Les données du satellite OGO 5 ont montré plusieurs classes d’émissions à bande étroite au dessus de la gyrofréquence électronique fce (Kennel et al., 1970), ces

émissions ne possèdent pas de composante magnétique.

Figure 2. 2 : a) Observation d’une harmonique à f=1.25fce vue par l’instrument OGO 5 près de l’équateur magnétique (D’après Kennel et al., 1970).b) Observations par WHISPER/CLUSTER d’une harmonique à f=1.1 fce sur un domaine de latitude étendu, et d’une bande plus large située autour de 3/2 fce et confinée au voisinage de l’équateur magnétique ; fréquences fce et 2 fce sont représentées en blanc.

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Sur la plupart des données de OGO 5, une seule harmonique était observée, entre 1.25 fce et 1.75 fce, avec des intensités dans la gamme 1-10 mV.m^-1 allant même jusqu’à 100 mV.m^-1. Cette dernière valeur est toutefois discutable au vu de la longueur de l’antenne (50 cm) qui est bien inférieure à la longueur de Debye du plasma (quelques mètres). Ces observations sont en majorité confinées entre +- 10 degrés de latitude magnétique. Scarf et al. (1973) ont montré que ces émissions étaient suffisamment intenses pour diffuser des électrons avec des énergies allant de 50-80 keV. Sur la Figure 2.2, on peut voir un exemple d’observations d’ondes du type 3/2 fce, par le satellite OGO 5 à gauche, et par CLUSTER à droite. On distingue sur le spectrogramme WHISPER les deux types de signature spectrale des émissions aux 3/2 fce : ondes près de fce, à bande étroite qui sont observées à des latitudes élevées, et ondes confinées près de l’équateur magnétique qui remplissent une partie de l’intervalle entre deux gyrofréquences électroniques successives.

L’analyse des données de IMP6 a montré que les ondes (n+½) fce observées étaient non pas centrées autour de 3/2 fce, mais plus proches de fce, et qu’elles étaient plus fréquemment observées pour des latitudes élevées (lat >20⁰) (Hubbard et Birmingham, 1978).

II.2.1.b Ondes multiples intenses

Christiansen et al. (1978 a et b) ont observé des ondes aux (n+½)fce, pour n > 1, d’intensité relativement élevée (0.1-10 mV/m), mais plus faible que celle des ondes aux 3/2 fce. Ces bandes sont aussi dites étroites du fait de leur largeur de bande relativement faible (df/f ~0.1, df étant la largeur de bande et f la fréquence observée). Elles sont en général détectées simultanément à 3/2 fce, bien que sur une durée plus courte. Nous présentons un exemple de ce genre d’émissions sur la Figure 2.3, reproduisant des observations de CREES. Nous verrons plus loin que ces ondes ont aussi été observées par l’instrument WHISPER.

Figure 2.3 : Spectrogramme temps fréquence de données de la mission CREES avec observation d’ondes (n+½) fce multiples à l’équateur (d’après Horne, 2003).

II.2.1.c Ondes multiples diffuses

La bonne résolution des instruments de mesure sur différents satellites (IMP6, Hawkeye, ISEE, GEOS) a permis de détecter des émissions électrostatiques peu intenses en dehors de la plasmapause, à des fréquences inférieures à la fréquence hybride haute de l’espèce la plus froide. Leur amplitude intégrée est plus faible que celle de la catégorie des multiples intenses (de l’ordre de 1 à quelques µV. m^-1) et avec une largeur de bande plus importante (df/f~0.5).

On peut voir sur la Figure 2.4 un exemple d’observation de bandes diffuses par l’instrument WHISPER. Ces observations s’étendent à toutes les latitudes. Elles sont typiquement plus fréquentes aux latitudes relativement élevées. Ceci est vraisemblablement dû à la présence de plasma chaud dans ces régions frontières, comme suggéré par Christiansen et al. (1978 a et b). Voir aussi Ashour-Abdalla et al. (1978 a et b), pour des considérations théoriques, ainsi que Trotignon et al. (2003), pour les mesures de plasma supra-thermique en conjonction avec les observations de bandes diffuses.

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0 10 20 30 40 50 dB above 10 -7 V rms .Hz -1/2 2 20 40 60 80 Frequency (kHz) C4 UT 06:15:00 06:32:30 06:50:00 07:07:30 07:25:00 R(Re) 5.61 5.34 5.10 4.88 4.69 Lat_sm(deg) -55.92 -49.32 -42.00 -33.91 -25.07 LT_sm(h) 13.84 13.76 13.72 13.70 13.69 (n+1/2) f_ce diffus 20030923 0 10 20 30 40 50 dB above 10 -7 V rms .Hz -1/2 2 20 40 60 80 Frequency (kHz) C4 UT 06:15:00 06:32:30 06:50:00 07:07:30 07:25:00 R(Re) 5.61 5.34 5.10 4.88 4.69 Lat_sm(deg) -55.92 -49.32 -42.00 -33.91 -25.07 LT_sm(h) 13.84 13.76 13.72 13.70 13.69 (n+1/2) f_ce diffus 20030923

Figure 2. 4 : Exemple de (n+½)fce diffus observé par WHISPER.

II.2.1.d Ondes près de la fréquence hybride haute fuh

Mosier et al. (1973) et Shaw et Gurnett (1975) sont les premiers à mentionner l’existence d’une signature électrostatique près de la fréquence hybride haute fuh. Plus précisément, ce bruit est observé légèrement au-delà de la plasmapause. L’intensité de ces ondes est relativement faible (quelques µV. m^-1), atteignant occasionnellement la valeur de 1-20 mV. m^-1.

L’arrivée de sondeurs à relaxation a permis de progresser dans la détermination des modes propres et donc d’identifier avec précision la fréquence des émissions observées connaissant la valeur de la fréquence hybride haute fuh. Les observations de GEOS 1 ont permis de montrer que les ondes proches de fuh existent de façon quasi-permanente et sont observées à des latitudes magnétiques entre -30° et 30° du côté jour. Ces émissions sont généralement de faible amplitude (quelques µV. m^-1). Elles peuvent parfois devenir très intenses atteignant le niveau de saturation pour GEOS 1 soit 6 mV. m^-1. Lorsqu’elles atteignent leur niveau maximal d’intensité, elles sont alors les ondes électrostatiques les plus intenses observées dans la magnétosphère (Christiansen et al., 1978b). Leur durée est variable allant de quelques fractions de secondes (Gough et al., 1981) à plus d’une heure.

En analysant les données d’IMP6 et d’Hawkeye, Kurth et al., (1979 a et b) ont trouvé 145 exemples d’émissions proche de fuh, d’amplitude supérieures à 1 mV. m^-1, avec une faible composante magnétique pour les plus intenses d’entre elles. L’occurrence de ces ondes intenses croît fortement à l’équateur magnétique. Kurth et al., (1979 a et b) ont

suggéré que ces ondes pouvaient être à l’origine du continuum non thermique par couplage de modes ou conversion de mode électrostatique en mode électromagnétique. On peut voir sur la Figure 2.5 un exemple d’observation de ces ondes intenses à f_uh par

WHISPER

Figure 2.5 : Exemple d’observation d’émissions à fuh par WHISPER indiquant une augmentation d’intensité vers l’équateur (~9:00 TU) comparativement aux régions de plus haute latitude (~ 8:00 TU).

II.2.1.e Ondes supérieures à la fréquence plasma fpe

Les données SFA et sondeur à relaxation de GEOS 1 (Christiansen et al., 1978 a et b) ont montré qu’il y avait une autre classe d’émissions naturelles observées aux fréquences des ondes de Bernstein fqn (pour la définition de ces ondes se rapporter à l’annexe 2), où les modes de Bernstein fq sont identifiés à l’aide du sondeur à relaxation. Ces émissions ont aussi été observées sur les données de CLUSTER (voir partie 5. 1).

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Figure 2.6: Spectrogramme des émissions naturelles enregistrées par l’instrument SFA à bord de GEOS 1. La trajectoire du satellite est donnée à titre indicatif. D’après Christiansen et al. 1978 a)

II.2.1.f Autres planètes

Les premières observations d’ondes aux (n+½)fce dans les environnements magnétisé d’autres planètes datent des passages des sondes Voyager 1 et Voyager 2, notamment dans la magnétosphère de Jupiter avec les données de Kurth et al., 1980. La mission Cassini a confirmé la présence de ces ondes dans la magnétosphère de Saturne, ce qui en fait un phénomène commun et bien connu dans les magnétosphères des planètes magnétisées (Kurth et Gurnett, 1991). Les signatures spectrales de ces ondes sont tout aussi complexes que celle observées dans la magnétosphère terrestre.

Sur le spectrogramme Figure 2.7, on peut voir un exemple d’ondes multiples intenses aux (n+½)fce, observées sur six harmoniques et plus dans la magnétosphère de Saturne.

Figure 2.7: Signature des émissions aux (n+½) fce dans la magnétosphère de Saturne. (Canu, 2007).

Notons que toutes ces observations font référence à une seule émission observée entre deux harmoniques successives de la gyrofréquence électronique. Toutefois, cette structure spectrale n’est pas aussi simple qu’il y parait. En effet, Christiansen et al. (1978a) et Koons et Fennel (1984) ont mis en évidence une structure fine de ces émissions avec apparition de plusieurs « sous-structures » à l’intérieur d’une même bande d’observation. A l’aide des données de l’instrument WHISPER, nous avons mis en évidence la structure fine de ces émissions. Nous présenterons les observations de WHISPER dans le Chapitre 5

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Dans le document Etude des émissions naturelles dans la plasmasphère, reliées à la gyrofréquence électronique, à l'aide de données de la mission multi satellite CLUSTER (Page 37-45)