Comparaison des températures

La figure 3.53 présente les jeux de données de température de Voyager et de Cassini pour

les populations thermique (en haut) et suprathermique (en bas).

3.7.2.1 Composante thermique

Dans le haut de la figure 3.53, nous présentons la comparaison du profil médian à l’équateur

de la température de la population thermique obtenu à partir de la statistique (en noir) avec le

166 CHAPITRE 3. ETUDE DES POPULATIONS ÉLECTRONIQUES

FIG. 3.53 – En haut : Profil de température de la population thermique. La médiane des

tem-pératures à l’équateur (statistique équatoriale, section 3.2.6.1) est en noir. La température de

Voyager 2 obtenue au PDS est superposée en bleu. La température de Voyager extrapolée à

l’équateur de Richardson (1995) est superposée en rouge. La température extrapolée à l’orbite

de Voyager 2 via 3.5.1 (figure 3.48) est superposée en noir, entre 7 et 10R_S . En bas : Profil

de température de la population suprathermique. de Voyager 2. La médiane des températures

à l’équateur (statistique équatoriale, section 3.2.6.1) est en noir. La température de Voyager 2

obtenue au PDS est superposée en bleu. La température de Voyager extrapolée à l’équateur de

Richardson (1995) est superposée en rouge. Les modèles en loi de puissance aLⁿ (déterminés

pour la rev 24, section 3.2.2.2) sont superposés en vert.

profil de température de la composante thermique déterminée à l’époque de Voyager par

Ri-chardson & Sittler (1990) (en bleu) et extrapolée à l’équateur par RiRi-chardson (1995) (en rouge).

Nous observons que les températures de la population thermique à l’équateur, extrapolées à

partir de Voyager et Cassini, sont très similaires au-delà de 7 R_S. Les températures à l’orbite

de Voyager 2 sont quant à elles supérieures à celles observées à l’équateur (courbe pleine en

noir). Ceci n’est pas étonnant puisque nous avons observé section (3.5.1) que la température de

la population thermique suit une loi de type polytrope, et croît en fonction de l’altitude. Nous

avions ajusté une loi empirique du typeTe_th=az+bau profil en altitude des températuresTe_th,

3.7. COMPARAISON AVEC LES PROFILS ÉLECTRONIQUES DE VOYAGER 167

à diverses distances radiales. Nous utilisons à présent cette loi et l’appliquons aux altitudes

ba-layées par la sonde Voyager 2 (superposé en croix noires entre 7 et 10R_S). Nous observons que

les températures extrapolées à l’orbite de Voyager sont similaires aux températures mesurées à

Voyager.

3.7.2.2 Composante suprathermique

Dans le bas de la figure 3.53), nous présentons la comparaison du profil médian à l’équateur

de la température de la population suprathermique obtenu à partir de la statistique (en noir) avec

le profil de température de la composante suprathermique déterminée à l’époque de Voyager

par Richardson & Sittler (1990) (en bleu) et extrapolée à l’équateur par Richardson (1995) (en

rouge).

Nous avons observé section 3.5.2 que le profil de température des suprathermiques est assez

mal contraint (dynamique importante de cette population chaude). Nous n’appliquerons donc

pas de modèle pour transposer les températures hors équateur comme dans le cas des

ther-miques.

Nous observons qu’à l’intérieur de 13R_S, les températures de la population suprathermique

déduites de Voyager sont très faibles par rapport à notre température équatoriale. La différence

provient probablement du fait que les températures de Richardson & Sittler (1990); Richardson

(1995) ont été calculées à partir de l’intégration du spectre mesuré par l’instrument de basse

énergie, PLS. Or nous utilisons, dans le calcul de moments, les spectres composites (CAPS/ELS

et MIMI/LEMMS) étendus jusque 1 MeV au moins, comprenant la totalité de la population

suprathermique. Nous sommes donc a priori plus précis que Richardson & Sittler (1990).

Chapitre 4

Un modèle qualitatif de la circulation des

électrons dans la magnétosphère

Dans le chapitre précédent, nous avons étudié la distribution spatiale des populations

élec-troniques : les photoélectrons, révélateurs de l’importance du processus de photoionisation dans

le tore interne de Saturne, et les populations thermique et suprathermique observées dans une

grande partie de la magnétosphère kronienne. Nous avons établi des profils de moments de ces

populations électroniques et nous les avons étudiés dans différents référentiels spatiaux, en

dis-tance radiale dans le plan équatorial, en latitude, en temps local, et en longitude. De cette étude,

nous avons pu extraire deux résultats importants. D’abord, nous avons confirmé l’existence de

frontières magnétosphériquesqui délimitent des régions caractérisées par des régimes de plasma

différents.Trois régionsont été identifiées : la région 1 à l’intérieur de 9R_S(avec probablement

une sous-région à l’intérieur de 6R_S, la région 0) ; la région 2 entre 9 et 13-15 R_S et la région

3, au-delà de 15R_S. Ensuite, l’étude comparée des orbites a mis en évidence l’existence d’une

certainevariabilité, due en partie à la dynamique du milieu, et d’autre part à uneasymétriede

la distribution des moments enlongitude, similaire pour les deux populations.

Que signifie la structure de la magnétosphère en régions magnétosphériques ? Quelle est la

combinaison de mécanismes physiques impliquant les sources, les pertes et le transport,

condui-sant à la distribution observée des électrons dans la magnétosphère ? Les profils de moments

électroniques décrits dans le chapitre précédent nous livrent des pistes de réflexion, que nous

allons approfondir dans ce chapitre.

Ce chapitre débute par une présentation de la méthode d’identification (section 4.1) des

régions de source, de perte et de transport, à partir des profils des moments des populations

de plasma. Nous appliquons ensuite la méthode aux moments des populations électroniques,

suprathermique (section 4.2) et thermique (section 4.3), présentés dans le chapitre 3 et de la

modulation rotationnelle (section 4.4). La discussion s’appuiera sur l’analyse des profils décrits

au chapitre 3 et dans le cadre actuel des connaissances de la magnétosphère kronienne. Ceci

170 CHAPITRE 4. CIRCULATION DES ÉLECTRONS DANS LA MAGNÉTOSPHÈRE

nous permettra de proposer un modèle qualitatif de circulation des populations d’électrons dans

la magnétosphère (section 4.5), sur la base d’hypothèses initiales probables.

4.1 Localisation spatiale des régions source, de perte, et

trans-port des populations électroniques

Afin de déterminer l’origine spatiale des populations de plasma, notre méthode

d’identifica-tion s’appuiera sur :

– le profil du contenu de tube de fluxη

– le profil des températures

– les constantes des temps des processus plasma

Dans le document Etude de l'équilibre et de la circulation des populations d'électrons dans la magnétosphère de Saturne à l'aide des données multi-instrumentales de la sonde Cassini-Huygens. (Page 166-171)