C. R. Acad. Sci. Paris, t. 326, S&ie II b, p. 927-931, 1998 Syst&me s&ire/Solar system

Contribution k IWude des 6missions radioklectriques aurorales de Jupiter Philippe MOREAU

URA CNRS 1757, Observatoire de Paris-Meudon, 4, place Jules-Janssen, 92195 Meudon cedex, France

E-mail : Philippe.moreau@obspm.fr

(ReGu le 24 novembre 1997, accept6 le 20 janvier 1998)

R&urn& Nous avons CtudiC les Cmissions radioClectriques de Jupiter dans le domaine de frkquences 140 MHz, g l’aide du rkseau dkcamktriqm: de l’observatoire de NanGay et de la sonde Wind. La prksence d’un sillage devant 10 explique la forme du diagramme @,&ML. Un changement de rep&e permet de voir que les Cmissions contr61Ces par 10 se produisent t&s majoritairement, lorsque 10 transite dans l’hkmisphkre magnktique nord de Jupiter. 0 Acadkmie des Sciences/Elsevier, Paris

Jupiter / emissions DAM aurorales killage de 10 / hCmispMre nord magnktique

Jupiter’s aurora1 decameter radioemissions

Abstract. We study the radioelectric emissions of Jupiter in the Jkequency range 140 MHz with the decametric observatory of NanGay and the Wind spacecraft. A wake in front of IO explains the @jr0 ICML chart. An appropriate coordkate system shows that the Io- controlled emissions occur mainly when IO is located in the northern magnetic hemi- sphere of Jupiter: 0 AcadPmie des Sciences/Elseviet; Paris

Jupiter/DAM aurora1 emissions / wake of lo /northern magnetic hemisphere

1. Introduction

11 est conventionnel de placer une Cm&ion radioklectrique de Jupiter sur un diagramme @&ML (CML : Central Meridian Longitude ; Jigure I ; Wilson et al., 1967).

Le diagramme ainsi obtenu montre qu’il existe des zones oh l,a probabilitk de capter des Cmissions est plus importante. On distingue alors des Cmissions dites << contr&5es par IO >X et des sources G non contr& 1Ces >), qui sont d’intensitk plus faible que les Cmissions 10 contrblt5es @gure 2 ; Desch et al., 1975).

Le modkle de l’instabilid maser cyclotron permet de rendre compte des observations. 11 prCdit que l’kmission a lieu le long d’un cbne creux, de demi-angle d’ouverture - 90”, B bords t&s fins (inf&ieur au degrC). Lorsque l’observateur coupe l’un des bords, il dktecte 1’Cmission (figure 3 ; Le Q&au et al., 1984a,b).

2. Ihude du diagramme &/CML

Deux proprikds du diagramme restent Cnigmatiques : - si le cijne est mince, pourquoi chaque zone de forte probabilitk (<q boite >>) s’ktire-t-elle sur 30”, en CML et en phase de 10 ?

Note prkentke par Pierre ENCRENAZ.

1251-8069/98/03260927 0 Acadkmie des Sciences/Elsevier, Paris 927

Ph. Moreau

I r8fhence

\j’ Observateur terrestre

Figure 1. Dtfinition de la phase de 10 et du CM,!, (Central Meridian Iktgitude). La phase de 10 est l’angle que fait la

ligne de visCe avec la position de IO et le CML est celui que fait un mkidien d’origne arbitraire avec la ligne de

vis&. On remarque que les angles sont de signes opposts.

Figure 1. Definition of lo phase and CML (Central Meridian Longitudel. The IO phase is the angle between the line of sight and IO’S position and the CML is the angle between

an arbitra,y origin meridian and the line of sight. We note that these angles have opposite signs.

Che #angle

T

d’ouverture - 180’

Phase de 10

Io*

Figure 2. &nissions joviennes de mars 1995 g aofit 1996. 11 existe des zones oii la probabilitk

d’observer des &nissions est plus importante.

Figure 2. Jovian emissions from March I995 to August 1996. There are zones wh.ere the

probability of observing emissions is enhanced. CML: Central Meridian Longitude.

Figure 3. C&es d’knission. Illustration du modtle maser cyclotron.

Figure 3. Emission cones: illustration of the maser cyclotron instability.

i i Observatem

- en vertu du modkle du c8ne creux, deux << boites B suppltmentaires devraient Ctre observkes ; en effet, les quatre configurations du systhme Jupiter-10 (figure 4) montrent qu’elles sont toutes les quatre possibles a priori. Seules deux d’entre elles sont observkes.

3. Interprhtions du contrhle par 10

3.1. Sillage devant IO

11 a CtC observe (Genova et Aubier, 1985) que le pied du tube de flux assock? aux Cmissions contr61Ces est dCcalC par rapport B 10. Ce sillage se trouve devant 10. En effet, le satellite 10, 1iC

928

Contribution h I’&ude des kmissialns radioelectriques aurorales de Jupiter

Figure 4. Configuration de 10 et de Jupiter pour les quatre

N boites >P possibles. Les configurations CML = 90” rDlo = 90” et CML = 270”

Cp,, = 270” ne sont pas observtes.

Figure 4. Configuration of IO and Jupiter for the four

‘boxes’. The configurations CML (Central Meridian

Longitude) = 90” QrO = 90” and CML = 270” GIO = 270”

are not observed.

$

Observateur

v

Obrervateux

v

Observateur Obsekatew

gravitationnellement a Jupiter, toume en 42 h. Le tore de plasma, lie magdtiquement a Jupiter, tourne en 10 h environ, dans le sens de 10. Done, le plasma a une vi&se de rotation superieure a celle de 10. Par analogie B la mecanique des fluides, un sillage doit apparaitre devant 10 (figure 5).

Figure 5. Sillage devant IO. La vitesse du plasma ttant suptrieure g celle de 10 autour de Jupiter, le sillage apparait

devant IO.

Figure 5. Wake in front of IO: the velocity of the plasmas is higher than IO’S veloci[y. The wake appears in front of IO.

SilIago IO _... :..’ - . . . . . . . . . . . ..~ :::::::::::::j::::::.... . .._.. . . . . . . . * -I@

Plasma ‘.‘.‘.‘. ~;;::::.~. . . . . . . . :_,, 7

Qb QFlaslna

Un sillage d’extension - 30” (comme suggere par Dulk et al. (1992) pour interpreter un autre phenomene) permet d’expliquer l’etirement en phase de 10 et CML yigure 6).

Figure 6. lhnissions des tlectrons du sillage. L’hission des tlectrons issus du point A du sillage est observie, car dirigte vers l’observateur ;

en revancbe, l’tmission issue de B ne l’est pas; elle le sem aprts le deplacement de B en A. C’est cet effet qui donne leur &endue aux

CC boites N observ6es.

Figure 6. Wake electron emissions. The electron emission from the point A of the wake can be observed because it points towards the

observatory. But the emission from point B cannot be seen by the observatory. It will be seen after B has moved to A. This effect gives

the observed ‘boxes’ their extensions.

j Emission des ~lectruns + issus de A

Observateur

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Ph. Moreau

3.2. Position de lo lors des hissions

Pour connaitre la position de 10 sur son orbite autour de Jupiter, saris qu’il y ait reference a un observateur, nous introduisons done la longitude de 10 A, definie par :

A= CML- cZ$,+ 180”

Nous pouvons alors tracer un diagramme A - CML egure 7). L’allure du diagramme est differente du diagramme c&, - CML, m&me s’il est toujours possible de reperer les differentes << boites B.

Figure 7. Observations Nangay f > 15 MHz. Les histogrammes representent en projection sur chaque axe

l’oc~xnrence en fonction des angles (i.e. le nombre d’emissions detectees a un angle donne, divise par le

nombn: d’observations effect&es a cet angle), cela darts le but de minimiser un Cventuel biais observationnel.

Figure 7. NanCay observations f > 15 MHz. The his:ograms represent, by projection on each axis,

occurrence as a function of angle (i.e. the number of detected emissions divided by the number of realized observations at this angle) in order to minimize any pokble observational bias. CML: Central Meridian

Longitude.

11 est facile de reperer dans quel hemisphere magnetique d’origine, pour deIinir la longitude de IO, est le m&me que celui l’axe du champ magnetique est done a A = 200”.

se trouve 10 (figure 8) : le meridien utilise pour le CML. La projection de

HBmisph6re magnbtique nord A= 2000 A= 2900

Projection du champ Mtridien de magn&ique

w

rbfbrence A = 00

A= llO” 10

Figure 8. Visualisation des hemispheres magnetiques. L’hemisphtre nord magnetique se situe ii

110” < A < 290”.

Figure 8. Visualization of the magnetic hemispheres. The northern magnetic hemisphere is located between

110” < A < 290”.

HBmisphke magnbtique sud

Du fait de l’inclinaison de l’axe du champ magnetique par rapport a l’axe de rotation, IO, au tours de son deplacement, passe alternativement dans l’hemisphere nord, puis dans 1’hCmisphere sud magnetique.

Lorsque 110” < A < 290”, alors 10 est dans I’hemisphere magnetique nord. La jigwe 9 est le diagramme en longitude de 10 agrandi de la jigure 7. Toutes les &missions

controlees par 10 s’effectuent lorsque 10 transite dans l’hemisphere magnetique nord.

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Contribution i I’Ctude des kmissia’ns radioClectriques aurorales de Jupiter

Figure 9. Position de IO lors des emissions. L’tmission a lieu t&s nettement, lorsque IO transite dans l’hemisphere nord

magnttique.

Figure 9. lo’s position during the emissions. The emissions appear clearly when lo is transiting the northern magnetic

hemisphere.

Figure 10. Vue schematique du passage de IO dans le tore de plasma. Du fait de la dissymttrie du champ magnetique (plus intense dam le Nord que dam le Sud), la position du tore de

plasma, resultant de la competition entre les forces gravitationnelles et magnetiques, fait que lo passe dam une

region plus dense en electrons dans l’htmisphere nord que dans l’hemisphbe sud magnetique.

Figure 10. Passage of IO in the plasma torus. Because of the asymmetric magnetic field (stronger in the north than in the

south), the position of the torus makes IO pass through a region where electrons are nzore concentrated in the northern

hemisphere than in the southern one.

a 4b CB ublmmaDals# a 4b CB ublmmaDals# Longitude de 10 Longitude de 10

Axe du champ Nord m.agnitique

magktique

Tore de plasma

Equatem gravitationnel

Les deux boites manquantes (voir paragraphe precedent) seraient sit&es dans l’hemisphere magne- tique sud et correspondraient toutes les deux a une longitude de 10 II = 0”

Une interpretation possible serait que ce phenomene est lie au fait que, lorsque IO transite dans l’hemisphere nord magnetique, il rencontre une concentration en electrons bien plus importante que lors de son passage dans l’hemisphere sud (figure IO).

4. Conclusion

Ce travail apporte un Cclairage sur la geometric du systkme Jupiter-10 lors des emissions d&me- triques. Celles-ci se produisent t&s majoritairement lors du passage de 10 dans l’hemisphere nord magnetique. Cela pourrait &tre lie au fait que, dans cet hemisphere, 10 passe dans une zone du tore de plasma plus concentree en electrons. Les emissions contr81Ces par 10 ne seraient pas issues des lignes de champ passant par IO, mais decalees vers l’avant, resultant du depiegeage des electrons du sillage devant 10 (la concentration en electrons &ant plus importante dans le sillage). Cela confirme et permet de mieux comprendre le resultat obtenu par Genova et Aubier ( 1985).

RCf&ences bibliograpbiques

Desch M.D., Car, T.D., Levy J., 1975. Observation of Jupiter at 26.3 MHz usirg a large array, Icarus, 25, 12-17. Dulk G.A., Lecacheux A., Leblanc Y., 1992. The complete polarization state of a storm of millisecond bursts from Jupiter,

Astron. Astrophys., 253, 292-306. Genova F., Aubier M.G., 1985. lo-dependent sources of the jovian decameter emission, Astron. Astrophys. 1.50, 139-150. Le Q&au D., Pellat R., Roux A., 1984a. Direct generation of the aurora1 kilometric radiation by maser cyclotron instability: an

analytical approach, Phys. Fluids, 27, 247. Le Qutau D., Pellat R., Roux A., 1984b. Direct generation of the aurora1 kilometric radiation by maser cyclotron instability:

physical discussion of the mechanism and parametric study, J. Geophys. Res., 89, 2831. Wilson R.G., Warwick J.W., Libby W.F., 1967. Fifth source of Jupiter decametric radiation, Nature 220, 1215-1218.

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