De l’émission à la détection ?

1.3

De l’émission à la détection ?

Les émissions radio naturelles très basse fréquence émises dans le système solaire sont la signature des processus d’accélération d’électrons dans les plasmas environnant les planètes (vent solaire, plasma magnétosphérique . . .). L’observation de ces ondes radio, depuis le sol ou depuis l’espace, permet d’obtenir un diagnostic à distance de ces mécanismes, ainsi que des conditions régnant dans les plasmas sources.

Cependant, avant qu’une onde radio émise par une source n’atteigne un instrument, celle-ci se propage dans le milieu situé entre la région émettrice et le détecteur. Comme nous venons de le présenter, ces milieux de propagation ne sont pas vides mais emplis de plasma, dont les densités varient sur différentes échelles (milieu inhomogène) et pour lesquels l’influence des champs magnétiques planétaires ou solaire est important (milieu anisotrope). Une onde électromagnétique se propageant dans ces milieux peut donc être réfractée, réfléchie, diffractée, diffusée . . . La compréhension des effets de propagation dans les plasmas spatiaux est fondamentale pour remonter des observations radio aux propriétés des régions sources.

Ma thèse s’est déroulée au pôle « Plasmas » du Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique (LESIA). L’équipe du pôle « Plasmas » a acquis une grande expertise dans le traitement et l’analyse des données radio, obtenues aussi bien avec les instruments sol : station de radioastronomie de Nançay (radio télescope décimétrique, réseau décamétrique, station LOFAR, projet de super-station LOFAR . . .), collaboration avec l’institut de radioastronomie de l’académie nationale des sciences d’Ukraine (instrument UTR-2) . . . ; que spatiaux : Cassini, STEREO, Cluster, projet Solar Orbiter et JUICE . . . Elle dispose également d’outils puissants pour l’analyse de ces données radio telles que la goniopolarimétrie, permettant d’obtenir la direction d’arrivée et la polarisation d’une onde radio sur un détecteur à partir de mesures de corrélations, ou le code SERPE (Simulation d’Emissions Radio Planétaires et Exoplané- taires), modélisant la manière dont les ondes sont émises dans les sources. Pour que ces deux outils soient complémentaires (modèle d’émission à la source et caractérisation de l’onde observée à distance), la prise en compte de la propagation entre la source et le détecteur est nécessaire. En effet, la seule connaissance de la direction d’arrivée ne permet pas de remonter à la position des sources du rayonnement, sauf sous l’hypothèse de propagation des ondes en ligne droite entre la source et le détecteur. Cette hypothèse est d’autant moins légitime que les fréquences observées sont basses.

Cette thèse a été motivée par le besoin de s’affranchir de cette hypothèse de propa- gation en ligne droite entre les sources et les détecteurs. Pour cela, une analyse physique des phénomènes de propagation dans les plasmas froids magnétisés homogènes et inhomogènes fut nécessaire. Afin de prendre en compte la diversité des milieux de propagation dans le système solaire, nous avons décidé de développer un outil géné- rique de tracé de rayons : ARTEMIS-P (Anistropic Ray Tracer for Electromagnetics in Magnetospheres, Ionospheres and Solar wind - including Polarization). La description du milieu de propagation et des caractéristiques des ondes sont des paramètres d’entrée,

laissés au libre choix de l’utilisateur. Ce code inclut également un calcul de l’état de polarisation des ondes le long de la trajectoire des rayons. Par la suite, deux études ont été menées grâce à ARTEMIS-P : l’étude de la propagation « au delà de l’horizon » de la signature radio des éclairs d’orage de Saturne et l’étude de la propagation des ondes radio émises dans les cavités aurorales terrestres.

Ce manuscrit s’articule en trois parties :

Propagation et Polarisation des ondes radio dans les plasmas froids homogènes Cette partie regroupe les chapitres introductifs utiles à la compréhension des phéno- mènes de propagation et de polarisation des ondes électromagnétiques dans les plasmas froids homogènes isotropes et anisotropes. Ces études nous ont permis d’affiner le traite- ment goniopolarimétrique de données de Cassini lors des traversée des sources du SKR (17 octobre 2008) [Lamy 2011].

Chapitre2 Analyse physique de la propagation des ondes électromagnétiques dans les plasmas froids homogènes (magnétisés ou non).

Chapitre3 Analyse physique de la polarisation des ondes électromagnétiques dans les plasmas froids homogènes (magnétisés ou non).

Chapitre4 Application aux analyses goniopolarimétriques des données radio et ma- gnétiques lors des traversées des sources du SKR par la sonde Cassini.

Propagation des ondes radio dans les plasmas froids inhomogènes Cette partie traite de la théorie du tracé de rayons dans les plasmas inhomogènes et décrit le code déve- loppé durant ma thèse.

Chapitre5 Analyse physique de la théorie du tracé de rayons.

Chapitre6 Description du code de tracé de rayons dans les plasmas magnétisés ARTEMIS-P.

Applications Cette partie regroupe les deux études menées durant ma thèse impli- quant l’utilisation du code ARTEMIS-P.

Chapitre7 Étude de la propagation « au delà de l’horizon » de la signature radio des éclairs d’orage de Saturne.

Chapitre8 Étude de la propagation du rayonnement kilométrique terrestre émis dans les cavités aurorales.

Remarque :

Certaines démonstrations mathématiques sont indiquées en paragraphes grisés avec une barre verticale en marge et peuvent être ignorées en première lecture.

Première partie

Propagation et Polarisation des

ondes radio dans les plasmas froids

C

2

P

ROPAGATION D

’

ONDES DANS LES

PLASMAS FROIDS HOMOGÈNES

Sommaire

2.1 Cadre général . . . . 20 2.1.1 Différents modèles de plasma . . . 20

2.1.1.1 Les modèles fluides . . . 20

2.1.1.2 Les modèles cinétiques . . . 21

2.1.2 Échelles caractéristiques des plasmas . . . 22

2.1.2.1 Échelles temporelles. . . 22

2.1.2.2 Échelles spatiales . . . 23

2.1.2.3 Les échelles liées aux collisions . . . 24

2.1.3 Propagation des ondes radio dans les plasmas astrophysiques . . . . 24

2.2 Description d’un plasma froid, homogène et illimité. . . . 26