LESIA - Observatoire de Paris

Solar Probe Plus

Instrument RFS (TNR-HFR) sur FIELDS

jeudi 28 mai 2015, par Michel Moncuquet

 Objectifs scientifiques fondamentaux de Solar Probe Plus (NASA)

Découvrir la proche couronne solaire et explorer l’ultime frontière qu’elle constitue, y réaliser les mesures in-situ qui permettront d’identifier et de quantifier les processus de pertes de masse du Soleil et de formation des vents, tels sont les objectifs fondamentaux – exploratoires et scientifiques – de Solar Probe Plus (SPP, NASA). La stratégie est simple : des survols aussi proches que possible du Soleil, jusqu’à 9.5 rayons solaires (R⊙), pour pénétrer les zones où les flux de particules tout juste émis du Soleil, fortement hors équilibre et non relaxés, sont encore chauffés et accélérés pour former les vents qui vont construire l’héliosphère et conduire la dynamique du milieu dans lequel évoluent les planètes. Priorité scientifique et technique de la NASA depuis de nombreuses années, ce projet est aussi considéré parmi les plus innovants et les plus excitants par la communauté “Soleil, Héliosphère, Magnétosphère” (SHM) du CNES, et a également de fortes résonnances avec l’astrophysique hors Système Solaire. Il permettra des avancées déterminantes - sur la base de mesures directes dans les vents naissants – pour comprendre la dynamique de l’environnement solaire, le chauffage et l’accélération des particules et, plus généralement, les processus de formation d’écoulements astrophysiques.

Explorer l'espace où le vent supersonique prend naissance.
Explorer l’espace où le vent supersonique prend naissance.

Comment le vent solaire est-il accéléré jusqu’à près de 1000 km/s ?

SPP est ainsi une mission pionnière de la NASA, officiellement sélectionnée depuis le 2 septembre 2010 (en phase B depuis janvier 2012, Phase C début 2014), et qui explorera pour la première fois la proche couronne solaire, jusqu’à 9.5R⊙, à comparer avec les 60R⊙ d’approche maximale de Solar Orbiter (ESA-Cosmic Vision) ou des sondes Helios (RFA-NASA) dans les années 70. Notons à cet égard que, d’une part les résultats d’Helios sont les seules mesures in situ « proches » dont on dispose à l’heure actuelle, et ont été largement utilisés pour définir, par extrapolation, les domaines d’investigation de SPP et, d’autre part, une grande synergie scientifique existe entre SPP et Solar Orbiter.

Solar Probe Plus : scénario de mission (au 1/1/2012)
Solar Probe Plus : scénario de mission (au 1/1/2012)

En outre, ces deux missions utilisent un scénario orbital similaire (survols de Vénus pour décroitre le périhélie, jusqu’à ≈0.3 UA pour Solar Orbiter et jusqu’à 9.5 R⊙≈0.045 UA pour SPP) et seront lancées durant un créneau temporel de 1 à 2 ans l’une par rapport à l’autre.

 Objectifs scientifiques du consortium FIELDS

Les capteurs de FIELDS déployés
Les capteurs de FIELDS déployés

Pour accomplir sa mission pionnière de compréhension de l’origine et de l’évolution du vent solaire, la mission SPP exige une instrumentation à haute performance, capable de résister à l’environnement solaire proche et doit comporter notamment un jeu complet et bien intégré de mesures des champs électriques et magnétiques in situ. L’expérience SPP/FIELDS (PI : S. Bale, SSL, Berkeley UC) fournit ces capacités de mesure avec un risque faible et des techniques de pointe, dans un consortium qui fédère les efforts d’une équipe très expérimentée dotée d’un fort héritage sur de nombreuses missions spatiales passées ou en cours.

Le consortium d'instruments FIELDS
Le consortium d’instruments FIELDS

Synoptique de FIELDS sur Solar Probe +

L’expérience FIELDS a trois objectifs scientifiques majeurs (c’est-à-dire requis pour le succès de SPP), et un objectif secondaire :

  1. SPP/FIELDS réalisera les mesures de champ magnétique in situ, indispensable pour établir le rapport entre les régions source du vent solaire et le champ magnétique héliosphèrique.
  2. SPP/FIELDS répondra aux problèmes fondamentaux ouverts du chauffage de la couronne et de l’accélération de vent solaire, en mesurant notamment les propriétés des ondes d’Alfven basse fréquence et d’autres aspects cinétiques de la turbulence et de la reconnexion dans l’héliosphère interne.
  3. SPP/FIELDS mesurera les ondes radio, les émissions radio HF solaires, les ondes électrostatiques et le bruit quasi-thermique (QTN, dont la spectroscopie permet d’obtenir les densité et températures électroniques), et les signatures turbulentes in situ de particules énergiques pour comprendre les rôles de phénomènes comme des chocs et la reconnexion dans l’accélération et déterminer les populations source des particules accélérées.
  4. En outre, SPP/FIELDS mesurera les variations de potentiel dues aux impacts de poussière, utilisant le système d’antenne de la sonde comme un détecteur de micro et nano-poussières dans l’héliosphère interne.

En plus des objectifs précédents, soulignons que la capacité des instruments de SPP/FIELDS à mesurer des phénomènes à toutes les échelles caractéristiques du plasma formant le vent solaire, signifie que FIELDS est aussi conçue pour découvrir des phénomènes nouveaux et donc inattendus (ce qui s’est produit chaque fois qu’une sonde s’est aventurée dans une région inexplorée du système solaire, en l’occurrence dans la proche couronne solaire, dont la thermodynamique est, à ce jour, largement incomprise).

Etat d’avancement FIELDS : L’ ICDR (Instrumental Critical Design Review, ou fin de phase C, correspondant au démarrage de la fabrication du modèle de vol) a eu lieu avec succès du 14 au 16 janvier 2015 à l’Université de Berkeley. L’instrument FIELDS est donc en cours de réalisation au Space Science Laboratory (SSL) à Berkeley.

Etat d’avancement SPP : le feu vert de la NASA a été donné pour la fabrication du véhicule spatial, après sa CDR qui s’est déroulée les 16-20 mars à l’ Applied Physics Laboratory (APL) de l’Université Johns Hopkins à Laurel, Maryland. La date de lancement actuellement prévue est le 30 juillet 2018.

 Objectifs scientifiques de RFS (Radio Frequency Receiver, Berkeley) dont le LESIA est lead Co-I

Parmi les objectifs scientifiques de FIELDS indiqués ci-dessus, RFS (constitué de deux spectromètres radio baptisés TNR et HFR qui couvrent respectivement les gammes 10kHz-2.5MHz et 1MHz-16MHz) servira principalement les objectifs 2 , 3 et 4 et réalisera pour cela les trois grands types de mesure suivants :

Mesure in situ des densité et température des électrons du vent solaire avec RFS, principalement entre ≈20 et 9.5 rayons du Soleil

TNR/RFS permettra de mesurer in situ les densité et température électronique du vent Solaire avec une excellente précision, par la méthode de spectroscopie du bruit quasi-thermique (QTN). Pour l’expliquer brièvement, disons que les fluctuations du champ électrique, collectées par un dipôle électrique, produisent un spectre de puissance qui peut-être calculé théoriquement, notamment autour de la fréquence plasma (la fréquence de résonance du milieu), à partir de la distribution de vitesse des électrons du plasma ambiant d’une part, et de la géométrie/propriétés électriques de l’antenne collectrice d’autre part. En ajustant les spectres calculés aux spectres mesurés, on peut ainsi déterminer les densités et températures des électrons du plasma ambiant (ou d’autres moments de la fonction de distribution le cas échéant), avec des précisions inégalées. En effet, les précisions attendues avec le design actuel (antennes fils minces de 2x2.3m) sont <2% sur les densités et <10% sur les températures dans 100% des cas rencontrés aux périhélies (9.5R⊙), et environ 80% des cas à 20 R⊙ (à plus grande distance, on devra souvent se contenter de la seule estimation de la densité).

Spectres calculés (à gauche) pour différentes températures (couleurs) et (...)
Spectres calculés (à gauche) pour différentes températures (couleurs) et fréquences plasma (flèches), typiques du vent solaire, avec un dipôle de 2x2.4m et Diagramme (à droite) des densités et températures électroniques accessibles aux fréquences balayées par TNR .

Sur la figure de droite, les ellipses en rouge délimitent les densités/températures typiques du vent solaire que SPP va rencontrer à différentes distances du Soleil (en rayons solaires Rs). L’aire en blanc (LDebye < L = 2.4 m) est celle où la spectroscopie du QTN permet une mesure précise (voir texte) de la densité de la température du gros des électrons (core) et éventuellement d’autres paramètres suprathermiques (halo). Les aires en gris correspondent aux cas où le pic plasma n’est plus détectable et/ou le bruit d’impact domine sur le bruit quasi-thermique.

Mesure des émissions radio hautes fréquences de 1 à 16MHz avec HFR sur 2 antennes électriques (dipôles orthogonaux)

La partie HFR du récepteur est essentiellement destinée à étudier les émissions radio du Soleil (Types II et III) et éventuellement le continuum galactique : HFR permettra une couverture radio entre 1 et 16MHz, les sensibilités et la dynamique requises étant du même ordre que pour TNR, qui lui couvre la gamme 10-2500 kHz. En outre, les deux voies sur RFS permettront également de cross-corréler les signaux des deux dipôles orthogonaux et de localiser les sources d’émissions (goniopolarimétrie ou "direction finding"). Une des voies peut également traiter un signal en provenance du capteur magnétique (Search Coil fourni par le LPC2E) et le corréler avec un signal électrique. Ces mesures de radioastronomie sont en partie résumées par la figure ci-dessous qui donne l’ordre de grandeur (en V/m/√Hz) du champ électrique pour les grands types d’émissions/ondes attendues.

Bilan des sensibilités électriques et de la dynamique requises sur (...)
Bilan des sensibilités électriques et de la dynamique requises sur FIELDS/SP+

Mesure in situ des poussières avec RFS

Un autre objectif (mais ne faisant plus partie des objectifs obligatoires de la mission SPP) est de détecter, en radio fréquences, la présence de poussières (de taille du nanomètre au micron) le long des orbites de SPP. Par exemple, des nanoparticules ont été détectées dans le vent solaire à 1AU, grâce aux instruments radio S/WAVES à bord des sondes Stereo et RPWS à bord de Cassini. En ce qui concerne cette détection par analyse des spectres (il en existe une autre par l’analyse des formes d’ondes), il s’agit de déterminer l’effet d’un ΔV sur une antenne monopole lorsqu’une poussière se volatilise et crée une bulle de plasma en impactant le corps de la sonde. Toute la sonde est ainsi utilisée comme « collecteur de poussière », mais cela exige un mode de mesure spécifique, à l’aide d’un spectromètre à transformée de Fourier (c’est le cas de RFS) relié à un monopôle électrique, sur des fréquences typiques de quelques kHz. Ce mode opératoire est ainsi à l’étude au LESIA sur le récepteur RFS/TNR.

 Equipe scientifique SPP/FIELDS au LESIA

Milan Maksimovic (Lead Co-I), Michel Moncuquet (Co-I), Nicole Meyer-Vernet (Co-I), Karine Issautier (Associate Scientist).

Sont aussi impliqués au LESIA sur la mission SPP dans son ensemble : Olga Alexandrova, Carine Briand, Filippo Pantellini, Arnaud Zaslavski. }

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