Simulations de l’interaction du vent solaire avec des magnétosphères planétaires : de Mercure à Uranus, le rôle de la rotation planétaire - Archive ouverte HAL Access content directly
Theses Year : 2018

Simulations of the interaction of the solar wind with planetary magnetospheres: from Mercury to Uranus, the role of planetary rotation

Simulations de l’interaction du vent solaire avec des magnétosphères planétaires : de Mercure à Uranus, le rôle de la rotation planétaire

Abstract

The topic of the thesis is the role of planetary rotation in the global structure of the solar wind interaction with planetary magnetospheres using MHD simulations. In the Solar System, planetary magnetospheres present a wide diversity due to the various configurations of their planetary magnetic and spin axis. We discuss the distinction between slow and fast rotators from a MHD point of view. In the case of a non-rotating magnetosphere (as is the one of Mercury), we use simulations to identify the respective role of the solar wind parameters in the global structure of the plasma flow and magnetic field. In support of the BepiColombo mission, we also run simulations for two different planetary field models. The role of standing MHD modes is studied, along with a method to identify them in simulations. A fast-rotating but stationary magnetosphere, with the planetary magnetic and spin axis aligned (an example of this confiuration is Saturn) is presented in details. We worked on the influence of IMF (Interplanetary Magnetic Field) orientation and planetary angular velocity on the global structure of the magnetosphere. Finally, a random configuration, with a large angle between the planetary spin and magnetic axis, is analyzed for the first time in presence of a magnetized solar wind, using configurations inspired from the planet Uranus at solstice and equinox. In the solstice configuration, i.e. when the spin axis points to the Sun, a structure of alfvenic nature forms a helix in the magnetotail and reconnection sites between the IMF and the planetary field also form a double helix and slow down the magnetic structure. At equinox, when the pin axis is perpendicular to the Sun-Uranus direction, the helix structures disappear.
La thèse porte sur le rôle de la rotation planétaire dans la structure globale de l’interaction vent solaire/magnétosphère à partir de simulations magnétohydrodynamiques (MHD). Dans le Système solaire, les magnétosphères planétaires présentent une incroyable diversité dans leurs configurations respectives de l’inclinaison de l’axe magnétique par rapport à l’axe de rotation. D’autre part, on distingue les rotateurs lents (Mercure, la Terre, Uranus et Neptune), pour lesquels le temps de relaxation est plus court que la période de rotation, des rotateurs rapides (Jupiter, Saturne). Dans le cas du rotateur lent Mercure, on s’intéresse à l’influence des paramètres du vent solaire sur la structure globale du champ magnétique et de l’écoulement. En appui à la mission spatiale BepiColombo, nous présentons des simulations effectuées pour deux modèles différents de champ magnétique herméen. Nous détaillons le rôle des fronts d’onde MHD stationnaires, en particulier les fronts stationnaires de mode lent dans la magnétogaine. Saturne présente la particularité d’avoir un axe magnétique parfaitement aligné avec son axe de rotation. C’est donc un cas de rotateur rapide stationnaire, qui nous permet d’étudier la structure globale du champ magnétique et de l’écoulement pour différentes orientations de l’IMF (“Interplanetary Magnetic Field"), mais aussi pour différentes vitesses de rotation de la planète. Enfin, le cas d’une configuration quelconque, avec un grand angle entre l’axe magnétique et l’axe de rotation planétaire, est étudié en présence d’un vent solaire magnétisé en s’inspirant de la configuration d’Uranus au solstice et à l’équinoxe. Dans la configuration “solstice", c’est à dire lorsque l’axe de rotation pointe vers le Soleil, on montre qu’une structure de nature alfvénique se développe en hélice dans la queue de la magnétosphère, et que les zones de reconnexion entre le champ magnétique planétaire et l’IMF, qui forment aussi une double hélice, ralentissent la progression de la structure magnétique. A l’équinoxe, lorsque l’axe de rotation est toujours dans le plan de l’écliptique mais perpendiculaire à la direction Soleil-Uranus, la structure en hélice disparaît.
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Dates and versions

tel-01906490 , version 1 (26-10-2018)

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  • HAL Id : tel-01906490 , version 1

Cite

Léa Griton. Simulations de l’interaction du vent solaire avec des magnétosphères planétaires : de Mercure à Uranus, le rôle de la rotation planétaire. Planétologie et astrophysique de la terre [astro-ph.EP]. Université de recherche Paris Sciences et Lettres, 2018. Français. ⟨NNT : ⟩. ⟨tel-01906490⟩
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