Simulations antérieures

Les modèles Monte Carlo sont très utilisés pour étudier l’exosphère de Mercure, en particulier pour décrire sa composante constituée d’atomes de sodium, ils diffèrent les uns des autres par les processus de source et de perte des neutres considérés. Les résultats de simulation peuvent être comparés aux observations obtenues depuis la Terre.

Figure 54 : Brillance du sodium exosphérique dans le plan XZ issue du modèle Monte Carlo de Ip. Dans le panneau de gauche les Na ont une vitesse initiale de 2km.s-1, dans le panneau de droite, la vitesse initiale est égale à 3km.s-1 où l’on voit l’apparition de la queue de Na. Les lignes de champ magnétique sont représentées en blanc. Ip, 1986.

Figure 55 : Densité de colonne du Na déterminée par les simulations Monte Carlo de Smyth and Marconi, en fonction de l’anomalie vraie de Mercure (0° : périhélie, 180° : aphélie). La queue de Na apparaît lorsque Mercure se rapproche de son périhélie, lorsque la pression de radiation devient maximale. Smyth and Marconi, 1995.

Les premières simulations ont révélé la présence de la queue de Na s’étendant à quelques rayons de Mercure de la surface, dans la direction anti-subsolaire (Ip, 1986 ; Smyth and

Marconi, 1995), comme on peut le voir sur la Figure 54 et Figure 55 représentant la distribution du Na exosphérique autour de Mercure pour les simulations de Ip et de Smyth and Marconi respectivement.

Le modèle utilisé par Ip (1986) ne prend en compte que la force de pression de radiation et considère la photoionisation comme unique puit de Na (Ip, 1986). Dans le modèle développé par Smyth and Marconi (1995), les particules sont soumises aux forces de gravité de Mercure et du Soleil, en plus de la force de pression de radiation et les neutres éjectés de la surface sont éliminés par photoionisation ainsi que par réimplantation à la surface.

Des modèles exosphériques, utilisant la méthode Monte Carlo, plus récents décrivent les processus de source des neutres tels que : la désorption thermique, la photo désorption, le criblage par les particules du VS et la vaporisation par impacts météoritiques (Leblanc and Johnson, 2003 ; Burger 2010). Les simulations de Leblanc and Johnson (2003) ont mis en évidence la distribution très asymétrique du Na autour de Mercure. La Figure 56 montre la densité des atomes de Na autour de Mercure, elle rend compte de l’asymétrie matin/soir de la distribution du Na. Leblanc et Johnson (2003) et Burger (2010) ont estimé la désorption thermique et la photodésorption comme étant les mécanismes d’éjection du Na de la surface de Mercure les plus efficaces.

Figure 56 : Densité de Na simulée dans le plan équatorial. La flèche blanche indique la direction d’observation du télescope solaire THEMIS auquel ce modèle de densité a été comparé avec succés. La distribution du sodium montre un pic du côté matin. Leblanc and Johnson, 2010.

Une partie importante des ions peuplant la magnétosphère de Mercure ont des origines planétaires, ils proviennent en partie de l’ionisation de l’exosphère de Mercure. Des simulations de particules-tests, moins coûteuses numériquement que les simulations particulaires, ont été effectuées dans le cadre d’investigations sur les particules présentes dans la magnétosphère de Mercure. Delcourt et al. (2003) présentent une étude des ions Na⁺ magnétosphériques dans laquelle les particules-tests se déplacent dans le champ électromagnétique décrit à partir du modèle analytique de Luhmann and Friesen (1979) adapté à Mercure. Les ions Na⁺ sont initialisés à l’aide d’un modèle exosphérique Monte Carlo, dans lequel la distribution des atomes de Na est symétrique par rapport au plan équatorial mais leur densité est plus importante du côté jour que du côté nuit. Les Na⁺ ont

donc initialement une distribution présentant une asymétrie entre le côté jour et le côté nuit, la densité maximale est atteinte du côté jour, lorsque Mercure est au périhélie et elle est égale à 10 cm^-3, à la surface de la planète. La Figure 57 représente la densité et l’énergie moyenne des Na⁺ magnétosphériques simulée par Delcourt et al. (2003), au périhélie de Mercure. Ces résultats montrent de fortes densités de Na⁺ du côté jour, au voisinage de la planète, la formation d’une asymétrie matin/soir favorisant les fortes densités du côté soir. En revanche, la densité des ions Na⁺ est parfaitement symétrique par rapport au plan équatorial. Bien que le modèle de champ magnétosphérique construit à partir de celui de Luhmann and Friesen (1979) et utilisé par Delcourt et al. (2003) permette de reproduire de manière simplifiée les structures principales de la magnétosphère de Mercure, sa description est limitée et ceci affecte très certainement les résultats sur les ions Na⁺. Ces travaux révèlent de plus, la présence de Na⁺ énergétiques (quelques keV) en grande quantité, au voisinage de la planète, côté nuit.

Figure 57 : Densité (gauche) et énergie moyenne (droite) des ions Na⁺ issues des simulations de particules-tests de Delcourt et al., dans les plans XZ (panneaux du haut) et XY (panneaux du bas). Delcourt et al., 2003.

Afin d’étudier le comportement des ions éjectés de la surface de Mercure, le modèle hybride utilisé pour les simulations de Travnicek et al. (2007 ; 2010) comprend une population d’ions H⁺ peu dense et peu énergétique, répartis de manière isotropique autour de la planète avec une densité égale à 3-7×10^-3cm^-3. Les résultats de leurs simulations montrent la formation d’un anneau autour de la planète, au niveau du plan équatorial (Travnicek et al., 2007 ; 2010), dont l’extension radiale est plus importante pour une pression faible que pour une pression élevée (Travnicek et al., 2007). Cet anneau d’ions H⁺ d’origine planétaire est visible sur les cartes de densité de la Figure 49, dans le plan XY. Il faut noter que dans ces simulations, les ions H⁺ sont injectés de manière arbitraire sans prendre en compte la distribution de l’hydrogène exosphérique de Mercure. De plus, les observations de MESSENGER des ions H⁺ présents

dans la magnétosphère de Mercure ne montrent pas de distribution en anneau autour de la planète mais des pics de densité au niveau des cornets polaires et de l’équateur côté nuit. Les résultats de Travnicek et al. (2007) concernant les H⁺ magnétosphériques ne sont pas cohérents avec les observations. Il faut ajouter que les observations de ces ions effectuées par MESSENGER ne permettent pas de conclure sur leur origine (vent solaire ou planétaire). A l’aide d’un modèle de particules-tests se déplaçant dans le champ électromagnétique calculé par un modèle MHD, Yagi et al. (2010) ont étudié la distribution des ions Na⁺ dans la magnétosphère de Mercure. Les ions Na⁺ sont initialisés grâces aux résultats des simulations Monte Carlo de l’exosphère de sodium de Leblanc and Johnson (2003), la densité maximale de sodium est d’environ 10²cm^-3 du côté matin de Mercure. Avec un IMF dirigé vers le nord, les simulations MHD reproduisent des conditions de pression du VS différentes en faisant varier la vitesse ou la densité du plasma du VS. Les simulations de particules-tests montrent la formation d’un anneau d’ions Na⁺ autour de la planète dans le plan équatorial dont les extensions radiale et longitudinale dépendent fortement de l’intensité de la pression du VS. Comme c’est le cas pour l’anneau d’ions H⁺ retrouvé dans les résultats de Travnicek et al. (2007), l’anneau de sodium voit son rayon diminuer quand la pression du VS augmente (Yagi et al., 2010).