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Bases empiriques du modèle

Les températures et densités qui vont servir de point de départ à notre modèle sont exactement celles utilisées par [Bagenal, 1994] pour calculer son modèle jusqu'à 10 tex2html_wrap_inline3218 , c'est-à-dire 48 points (de 4 tex2html_wrap_inline3218 à 12 tex2html_wrap_inline3218 ) sélectionnés parmi les mesures de Voyager 1 à l'immersiongif. Ces paramètres (pour les principales espèces) sont repris synthétiquement (dans un plan méridien, en fonction de la distance de Voyager 1 à Jupiter à l'acquisition) sur la figure vi.1. Notons que ces mesures de références incluent une composition physico-chimique (pourcentage des différentes espèces) dont on sait qu'elle n'est qu'un compromis possiblegif. D'autre part, la température des électrons mesurée par Voyager 1 prête sérieusement à caution, le potentiel flottant de la sonde étant très fluctuant, notamment entre 7.5 et 9 tex2html_wrap_inline3218 [Sittler and Strobel, 1987, ,]. Néanmoins, ces paramètres (composition précise et température électronique) ne sont pas très influents sur la structure latitudinale qui nous occupe, celle-ci étant principalement «contrôlée» par la pression totale des ions. Ces réserves faites, je renvoie le lecteur à [Bagenal, 1994] [et à ses références bibliographiques] pour la revue des paramètres du tore issus de Voyager 1 montrés sur la figure vi.1.

En résumé, mon nouveau modèle utilise, concernant la structure radiale du tore, les mêmes «entrées» que celui proposé par [Bagenal, 1994], et peut à cet égard être considéré comme une généralisation/adaptation de ce modèle, cette adaptation ayant principalement pour but d'affranchir le modèle de l'hypothèse d'équilibre diffusif isotherme (infirmée par Ulysse). Pour ce faire, on calcule la structure en latitude à partir de la structure radiale empirique à l'équateur centrifuge, en utilisant les nouveaux profils de confinement liés aux distributions bi-kappa (Éq.v.4) qui ne supposent pas cet équilibre thermique local espèce par espèce (et on obtient aussi «en prime» des profils latitudinaux des températures en usant des équations v.5&v.6).

Ceci dit, l'extrapolation de ces paramètres «choisis», obtenus par Voyager 1 (à l'immersion), à des paramètres de référence à l'équateur centrifuge va d'emblée dépendre du modèle de confinement le long des lignes de champ qu'on utilise, puisque, rappelons-le, Voyager 1 ne reste pas exactement dans cet équateur centrifuge (et s'en éloigne même significativement au delà de 7.5 tex2html_wrap_inline3218 -voir annexe A.1). Ces paramètres à l'équateur centrifuge, dont le calcul constitue la première étape de la construction d'un modèle 2-D, seront donc différents entre le modèle de Mme Bagenal et le mien. On a représenté sur la figure vi.2 les densités et les températures obtenues à l'équateur centrifuge, à partir des données de Voyager 1 (figure vi.1), en utilisant un profil de structure «bi-kappa», c'est-à-dire donné par les équations v.4,v.5,v.6, avec tex2html_wrap_inline4122 , tex2html_wrap_inline4124 pour les ions et quelle que soit la distance radialegif.

Remarquons tout d'abord que, sur cette figure vi.2, les densités des différentes espèces présentent des profils à l'équateur centrifuge notablement différents gif de ceux obtenus par F. Bagenal [Bagenal, 1994, voir Figure 5& 6 de ,]. Ces différences s'accroissent avec la latitude centrifuge de Voyager, notamment après 8 tex2html_wrap_inline3218 , ce qui est évidemment explicable par la différence entre les confinements prédits par un modèle «bi-kappa» anisotrope et ceux prédits par un modèle supposant l'équilibre diffusif isotherme. En particulier, le confinement étant plus fort dans le modèle bi-kappa (voir figure v.3), on récupère en retour des densités plus élevées. En particulier, on renforce à

   figure992
Figure vi.1: Les densités et les températures de référence (mesurées par Voyager 1) utilisées en entrée du code, pour les principales espèces d'ions. Ce sont celles du modèle de Bagenal[1994]. Les paramètres relatifs aux espèces froides (coeurs) sont en traits continus, ceux relatifs aux espèces chaudes (halos) en tirets. Les densités et températures des électrons sont en noir, les densités des ions S ( tex2html_wrap_inline3258 ) en rouge et celles des ions O ( tex2html_wrap_inline3260 ) en bleu; la densité des protons est indiquée en vert (figure du haut). Les températures de toutes les espèces d'ions sont identiques (sauf pour les protons entre 5 et 6 tex2html_wrap_inline3218 ) et indiquées en magenta sur la figure du bas.

l'équateur centrifuge l'effet de la légère augmentation du gradient de densité totale observée aux alentours de 9 tex2html_wrap_inline3218 par Voyager 1, derrière une structure où la pente est plus importante et qu'on appelle communément «la rampe» dans les descriptions phénoménologiques de la structure radiale du tore. Depuis [Intriligator and Miller, 1982], cette partie extérieure du tore est soupçonnée d'être partiellement alimentée par le satellite Europe gif. On verra (section vi.3) que cette augmentation relative de la densité totale du plasma vers 9 tex2html_wrap_inline3218 a été confirmée par Ulyssegif.

Une autre différence, sans doute la plus lourde de conséquences, entre nos extrapolations des mesures de Voyager à l'équateur centrifuge et celles de [Bagenal, 1994] concerne les températures des ions, qui varient avec la latitude dans notre modèle, tandis qu'elles étaient constantes dans le modèle de Bagenal. Cette comparaison des températures des figures vi.1 et vi.2 va faire l'objet de la discussion suivante.



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Michel Moncuquet
Tue Jan 13 19:37:26 MET 1998