Interaction de Mercure avec le Vent Solaire : contexte du travail de thèse et état des connaissances de l’interaction

Le VS est un flot de plasma relativement froid (15×10⁴K pour les protons) constamment éjecté de la couronne solaire, qui se propage dans le milieu interplanétaire. Il est composé principalement de protons (H+ ), d’électrons (e- ) et de particules alpha (He++). Ce flot de matière ionisée peu dense voit sa densité diminuer avec la distance au Soleil, de quelques dizaines particules par cm3 , au niveau de l’orbite de Mercure à quelques dixièmes de particules par cm3 , au niveau de l’orbite de Pluton. L’intensité du champ magnétique interplanétaire porté par le VS, diminue également avec la distance au Soleil. Avec des vitesses d’écoulement comprises entre 400km/s et 800km/s, le VS est supersonique et superAlfvénique. Lorsque le VS rencontre un obstacle tel qu’une planète, une comète ou un astéroïde, dans le milieu interplanétaire, son écoulement est modifié selon les caractéristiques de l’obstacle.

Il est possible de classer les interactions en plusieurs catégories que l’on distingue par la présence d’une atmosphère ou d’un champ magnétique intrinsèque, par exemple. La Figure 1 montre la répartition des objets du Système Solaire en différentes classes d’interactions avec le VS, en fonction de leur masse totale de gaz neutre et de l’intensité de leur champ magnétique, selon Barabash (2012).

Classe 1 – Pas d’atmosphère ni de champ intrinsèque
Ce type d’interaction concerne les obstacles comme la Lune, dépourvus de champ magnétique intrinsèque et d’atmosphère. A la rencontre d’un tel obstacle, le VS est faiblement perturbé jusqu’à ce qu’il vienne frapper la surface de l’obstacle, ses particules sont alors absorbées. Les lignes de champ de l’IMF traversent l’objet s’il est constitué de matériaux peu conducteurs, comme c’est souvent le cas dans le Système Solaire. Il n’y a pas formation d’une onde de choc dans ce type d’interaction mais le sillage de la planète présente des phénomènes assez complexes comme des régions de séparation de charge (Bale et al., 1997). C’est également le cas à des échelles moindres pour les petits corps inertes tels que les astéroïdes.

Classe 2- Une atmosphère et un champ intrinsèque : Interaction magnétosphérique
Dans le cas d’un objet fortement magnétisé tel que la Terre ou les planètes géantes, l’interaction avec le VS est totalement différente. Le champ magnétique intrinsèque crée une magnétosphère agissant comme un bouclier magnétique qui fait obstacle à la pénétration du VS et l’empêche d’approcher la planète. On observe également la formation d’une onde de choc en amont de la magnétosphère, transition au niveau de laquelle l’énergie cinétique provenant du mouvement d’ensemble du plasma incident est transformée en énergie thermique. Par conséquent, l’onde de choc chauffe, dévie et ralentit le plasma incident jusqu’à des vitesses subsoniques. La frontière extérieure de la magnétosphère, la magnétopause (MP), n’est pas complètement imperméable à la pénétration du VS et l’injection d’une partie des particules est possible sous certaines conditions, au niveau des cornets polaires.

Classe 3 – Une atmosphère mais pas de champ intrinsèque : Interaction atmosphérique
Les planètes Venus et Mars, ainsi que le satellite de Saturne, Titan, n’ont pas de champ magnétique global, mais ont une atmosphère et une ionosphère, formée par l’ionisation partielle de l’atmosphère par le rayonnement solaire EUV. Cette ionosphère fait obstacle au VS et les lignes de champ de l’IMF s’empilent sur le front de l’obstacle on observe donc la formation d’une frontière appelée « barrière d’empilement », les lignes de champ se drapent ensuite autour de celle-ci. Ainsi, ces obstacles développent une magnétosphère induite dont la rencontre avec le VS supersonique et super-Alfvénique va former une onde de choc. Il faut noter que dans ce cas, l’extension de l’ionosphère (donc celle de l’atmosphère) détermine les dimensions de la zone d’interaction, la gravité de l’objet est donc un facteur important.

Il faut noter que l’interaction avec les corps cométaires peut appartenir aux classes 1 ou 3 dépendant de l’activité et du dégazage du noyau. Lorsque la comète est inerte, son interaction s’apparente à celle ayant lieu au voisinage des astéroïdes. Lorsque la comète s’approche du Soleil, le noyau dégaze et forme une enveloppe neutre qui peut s’étendre sur plusieurs millions de kilomètres. Cette enveloppe est partiellement ionisée et forme également une magnétosphère induite ayant des propriétés similaires aux environnements de Mars, Vénus et Titan mais à beaucoup plus grande échelle.

Classe 4 – Pas d’atmosphère mais un champ magnétique intrinsèque
Le cas de Mercure est très particulier, c’est une planète possédant un champ magnétique intrinsèque mais qui reste faible par rapport à celui de la Terre, elle est de plus dépourvue d’atmosphère mais a une exosphère produite par l’éjection de matériaux de la surface. L’interaction de Mercure avec le VS ne représente donc aucune des situations que nous avons évoquées, mais un intermédiaire entre le cas de la lune, comportant une exosphère mais pas de champ magnétique global et celui de la Terre, planète fortement magnétisée.

Les observations in situ de Mariner 10 et de MESSENGER, ainsi que les observations depuis la Terre, dont Mercure fait l’objet depuis une quarantaine d’année, nous révèlent certaines des propriétés de l’interaction du VS avec la planète. La mission Bepi Colombo, actuellement en préparation, apportera des informations supplémentaires sur Mercure. Dans la section 1.1, nous présentons brièvement les missions Mariner 10 et MESSENGER, leur déroulement et leurs objectifs principaux. Nous décrivons également les observations du champ magnétique intrinsèque, de la magnétosphère, de la surface, de l’exosphère et de l’environnement plasma de Mercure, effectuées lors des missions d’exploration et depuis la Terre.

Exploration et observation de Mercure : Observations in situ de Mariner 10 et MESSENGER et observations depuis le sol 

La mission Mariner 10 a été la première mission spatiale dédiée à l’exploration de Mercure et de son environnement (Giberson and Cunningham, 1975). Initialement Mariner 10 devait faire un survol de Vénus, un survol de Mercure et étudier le vent solaire de l’héliosphère interne (http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraftDisplay.do?id=1973-085A). L’astronome italien Giuseppe Colombo, dit Bepi, remarqua que la sonde pouvait faire plusieurs survols de Mercure jusqu’à épuisement de son carburant : elle en fit trois. C’est également la première mission à avoir eu recours à la navigation gravitationnellement assistée, elle utilisa l’attraction gravitationnelle de Vénus pour modifier sa trajectoire et atteindre Mercure en minimisant la quantité de carburant nécessaire. La Figure 2 représente la trajectoire de Mariner 10 depuis la Terre jusqu’à Mercure. L’environnement de Vénus a lui aussi été observé lors du passage de la sonde à proximité de la planète. L’observation de Mercure depuis la Terre est difficile à cause de sa proximité du Soleil, un des objectifs de la mission Mariner 10 était de découvrir et caractériser l’atmosphère, la surface, la structure interne et l’environnement de Mercure. Pour cela, trois groupes d’instruments ont été sélectionnés pour cette mission :

o Un spectromètre Ultra Violet et une instrumentation de détection d’ondes Radio afin de détecter l’atmosphère de Mercure (Broadfoot et al., 1976).
o Des caméras à haute résolution afin d’observer la surface ainsi qu’un instrument de mesure des ondes Infra Rouge pour analyser la température de la surface (Murray et al., 1974).
o Des instruments de mesure des particules chargées et du champ magnétique afin d’étudier la structure du champ magnétique au voisinage de la planète (Ness et al., 1974).

Mariner 10 a effectué, entre 1974 et 1975, trois survols de la planète. Durant les premier et troisième survols, elle est passée du côté nuit de Mercure, à quelques centaines de kilomètres de la surface de la planète, et a traversé la magnétosphère. Les trajectoires de Mariner 10 lors de ces deux survols sont représentées sur la Figure 3 et la Figure 4. Les observations du premier survol de Mariner 10 ont apporté les premières photographies de la surface de Mercure dans l’hémisphère nord (Murray et al., 1974) ainsi que la découverte surprenante, en raison de la petite taille de la planète et de sa ressemblance avec la Lune, d’un champ magnétique intrinsèque et d’une petite magnétosphère (Ness et al., 1974 ; 1975 ; Ogilvie 1977). Lors du second survol, Mariner 10 est passé du côté jour de la planète, à une très grande distance de la surface, le point le plus proche de sa trajectoire, noté CA (Closest Approach) était à une distance d’environ 48000km de la surface de la planète. De nombreuses photographies de la surface ont été prises durant ce survol afin d’assurer la plus large couverture de la surface possible. C’est durant le troisième survol que Mariner 10 a approché la planète à l’altitude la plus basse, 327km, ce qui a permis de confirmer et d’affiner les observations du champ magnétique de Mercure du premier survol. Ces trois survols ont également offert la première détection de l’exosphère de Mercure (Broadfoot et al., 1975).

La mission MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a été lancée en 2004, 30 ans après la mission Mariner 10. Les objectifs de MESSENGER étaient principalement d’approfondir les connaissances sur Mercure son environnement suite aux découvertes importantes de Mariner 10, sur le champ magnétique intrinsèque et l’exosphère de Mercure notamment. Ces objectifs peuvent être résumés ainsi :
o Compréhension de la structure interne de Mercure, de la source de son champ magnétique et de l’histoire géologique de la planète.
o Etude de l’exosphère de Mercure, de sa composition et des processus qui la maintiennent.
o Etude de la magnétosphère de Mercure.

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Table des matières

Introduction
Chapitre 1 : Interaction de Mercure avec le Vent Solaire : contexte du travail de thèse et état des connaissances de l’interaction
1.1. Exploration et observation de Mercure : Observations in situ de Mariner 10 et MESSENGER et observations depuis le sol
1.1.1. La magnétosphère de Mercure
1.1.2. Surface de Mercure
1.1.3. Environnement neutre de Mercure : exosphère
1.1.4. Environnement plasma de Mercure : Vent Solaire et ions magnétosphériques
1.2. La mission Bepi Colombo ; apport attendu après la mission MESSENGER
Chapitre 2 : Les modèles de simulation
2.1. Modèles physiques
2.1.1. Les modèles MHD
2.1.2. Les modèles particules-tests et Monte Carlo
2.1.3. Les modèles hybrides
2.1.4. Les modèles analytiques
2.2. Le Modèle numérique
2.2.1. Discrétisation spatiale et temporelle
2.2.2. Schéma d’intégration : Schéma de Matthews
2.2.3. La photoionisation dans le code numérique
2.2.4. Initialisation et conditions aux limites
2.3. Principe de la parallélisation du modèle
2.3.1. La décomposition de domaine
2.3.2. Communications individuelles et collectives
2.3.3. Gestion des particules
2.3.4. Gestion des interfaces
2.4. Validation du modèle parallèle
2.5. Performances du modèle parallèle
Chapitre 3 : Applications du modèle à l’étude de l’interaction Vent Solaire/Mercure : confrontation avec les observations et les autres résultats de simulation
3.1. Modélisation de l’interaction de Mercure et du Vent Solaire : travaux antérieurs
3.1.1. Influence de l’IMF
3.1.2. Influence de la pression du VS
3.1.3. Influence de la conductivité de la surface de la planète
3.1.4. Le champ magnétique intrinsèque
3.2. Etude du champ magnétique intrinsèque de Mercure
3.3. L’exosphère et le plasma magnétosphérique de Mercure
3.3.1. Simulations antérieures
3.3.2. Nos simulations
Chapitre 4 : Réflexion de particules chargées sur l’onde de choc d’un petit obstacle : cas du préchoc ionique de Mars
4.1. Généralités sur la réflexion de particules chargées sur un choc planétaire
4.1.1. Les chocs planétaires
4.1.2. Réflexion des protons du VS sur le choc terrestre
4.1.3. Réflexion d’ions incidents sur l’onde de choc d’un petit obstacle : Mars
4.2. Description de l’approche adoptée
4.2.1. Modèle hybride Martien
4.2.2. Programme de particules-tests
4.3. Résultats
4.3.1. Les protons du VS : propriétés du préchoc Martien
4.3.2. Les protons planétaires
Conclusions

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