Comme sur le fond, la thèse est en deux parties distinctes quant à sa présentation. La raison en est que la première partie , observationnelle, est déjà pour l'essentiel publiée: on a donc résolu de rédiger cette partie, consacrée à l'analyse des données radio d'Ulysse dans la magnétosphère interne de Jupiter, sous la forme d'une introduction à la lecture de ces publications. Le chapitre i commence par rappeler la topographie générale des magnétosphères en corotation, afin de pouvoir suivre et comparer les trajectoires des quatre sondes qui ont visité le tore (section i.1), puis donne une description du paysage radio rapporté par Ulysse (section i.2). La dernière section du chapitre i (section i.3) aborde la «stratégie» utilisée pour «attaquer» les données d'Ulysse, qu'on peut appeler globalement spectroscopie du bruit thermique en présence d'un fort champ magnétique et sert d'introduction à deux articles que nous avons publiés dans le Journal of Geophysical Research. Ces articles forment tels quels (c'est-à-dire en anglais) le chapitre ii. Ils décrivent en particulier toute la technique d'analyse des données («la tactique», pour conserver la métaphore militaire) qu'il a fallu mettre en oeuvre (et en l'occurrence inventer, puisque deux méthodes nouvelles ont été mises au point) pour extraire des spectres radio d'Ulysse les mesures des température et densité électroniques. Ces méthodes font feu de tous bois en exploitant les caractéristiques particulières de l'expérience URAP sur Ulysse (antenne dipolaire «longue», spin d'Ulysse, grande sensibilité du récepteur) comme du milieu ambiant (plasma non collisionnel magnétisé, présence d'ondes de Bernstein, effet Doppler important dû à la corotation) et sont donc décrites en détail dans les deux publications. On donne ensuite (chapitre iii, section iii.1) un bilan détaillé des mesures obtenues sur Ulysse grâce à l'expérience radio, en particulier bien sûr, des mesures de densité et température des électrons, dont on tirera les conséquences sur la physique du tore dans la deuxième partie. On termine ce chapitre iii (section iii.2) par quelques perspectives d'applications des méthodes ici mises en oeuvre sur Ulysse/Jupiter à d'autres observations du même type dans des plasmas « comparables», comme les mesures de la sonde Wind dans la Plasmasphère de la Terre, ou les futures observations radio de la sonde Cassini dans la magnétosphère interne de Saturne.
La deuxième partie est consacrée à la modélisation du confinement latitudinal du tore d'Io. Elle diffère de la première partie aussi bien sur le fond (on s'occupe cette fois de la physique du tore, et non de sa mesure) que sur la forme : elle n'est qu'en partie publiée. Est déjà publiée l'analyse de la structure latitudinale des électrons (mettant en jeu le «filtrage des vitesses» ) dans [Meyer-Vernet, Moncuquet and Hoang, 1995]. Comme cet article jette les bases du nouveau modèle de structure thermique utilisé ici, il est produit en annexe B, et sa «substantifique moelle» (du moins pour la construction d'un modèle de tore) est reprise et commentée au chapitre iv. Ce qui suit (chapitres v et vi) est tout neuf et n'est pas (encore) publié. Pour cette raison, ces chapitres sont rédigés beaucoup plus en détail que les précédents. Voici le plan de toute cette deuxième partie :
Chapitre iv: On constate, à partir des mesures d'Ulysse, que la
température des électrons ( 
) varie le long des lignes de champ et est
anticorrélée à la densité ( 
), exhibant une loi d'état polytrope : 
, à « 
inférieur à 1» (section iv.1).
De telles lois peuvent être expliquées par «filtrage» des distributions
d'énergie des électrons en présence d'un potentiel attractif, à la condition
que ces électrons soient hors équilibre thermique (section iv.2). Dans la
section iv.3, on quantifie un peu le raisonnement précédent: on se donne a
priori une distribution de vitesse non thermique «réaliste» de type kappa,
et on calcule explicitement le «kappa des électrons» à partir de la loi
polytrope observée.
Chapitre v: Le confinement latitudinal du tore est contrôlé par
la pression des ions. Les modèles de structure latitudinale du tore ne sont pas
satisfaisants, que ce soit pour la variation observée «en vraie grandeur»
par Ulysse de la température le long des lignes de champ magnétique, ou pour le
comportement inexpliqué des températures ioniques mesurées par Voyager1, ou
encore pour prédire les gradients de densité observés par Ulysse
(section v.1). Nous proposons donc de décrire le mouvement des
ions le long des lignes de champ en adoptant comme
distribution de vitesses des ions des fonctions bi-kappa anisotropes
(section v.2), qui correspondent à
l'addition vectorielle de deux 
-distributions ayant des températures
différentes (mais le même kappa pour simplifier), dans deux directions,
parallèle et perpendiculaire au champ magnétique, et en invoquant quelques lois
de conservation (théorème de Liouville avec conservation de l'énergie et du
premier invariant adiabatique).
Chapitre vi: Les équations ainsi obtenues ne concernent que les
variations en latitude. Pour sortir un modèle 2-D à symétrie de révolution, on
se donne un modèle de variation radiale empirique fondé sur les observations de
Voyager 1. La présentation détaillée des bases empiriques du modèle (les
entrées du code de calcul, si l'on préfère) est faite en section vi.1. À ce
stade de la construction du modèle, l'extrapolation à l'équateur centrifuge
des mesures de Voyager 1 s'impose, et nous conduit à prendre un peu d'avance
sur la dernière section du chapitre en discutant des résultats obtenus sur les
températures équatoriales des ions en fonction de la distance à Jupiter, en
particulier lorsque la latitude de Voyager s'accroît. Bien qu'on n'ait pas de
mesure des kappa des ions ni de l'anisotropie de température, on peut en
discuter (section vi.2) et fournir ensuite quelques isocontours (densité des
principales espèces) obtenus en résolvant les équations établies au chapitre v,
avec les entrées décrites dans la section précédente. On termine ce chapitre
(section vi.3) en confrontant ce nouveau modèle de structure 2-D du tore à
quelques mesures in situ, des densités électroniques d'Ulysse (notre modèle
expliquant, outre la variation de température avec la latitude, à la fois le
fort confinement observé autour de l'équateur et le maintien d'une
densité
électronique non
négligeable loin de l'équateur), à quelques mesures de Voyager 1 et Voyager 2
dès lors que ces sondes se sont un tantinet éloignées de
l'équateur du tore.