Solar Probe Plus

 Objectifs scientifiques fondamentaux de Solar Probe Plus (NASA)

Découvrir la proche couronne solaire et explorer l’ultime frontière qu’elle constitue, y réaliser les mesures in-situ qui permettront d’identifier et de quantifier les processus de pertes de masse du Soleil et de formation des vents, tels sont les objectifs fondamentaux – exploratoires et scientifiques – de Solar Probe Plus (SPP, NASA). La stratégie est simple : des survols aussi proches que possible du Soleil, jusqu’à 9.5 rayons solaires (R⊙), pour pénétrer les zones où les flux de particules tout juste émis du Soleil, fortement hors équilibre et non relaxés, sont encore chauffés et accélérés pour former les vents qui vont construire l’héliosphère et conduire la dynamique du milieu dans lequel évoluent les planètes. Priorité scientifique et technique de la NASA depuis de nombreuses années, ce projet est aussi considéré parmi les plus innovants et les plus excitants par la communauté “Soleil, Héliosphère, Magnétosphère” (SHM) du CNES, et a également de fortes résonnances avec l’astrophysique hors Système Solaire. Il permettra des avancées déterminantes - sur la base de mesures directes dans les vents naissants – pour comprendre la dynamique de l’environnement solaire, le chauffage et l’accélération des particules et, plus généralement, les processus de formation d’écoulements astrophysiques.

Explorer l’espace où le vent supersonique prend naissance.

Comment le vent solaire est-il accéléré jusqu’à près de 1000 km/s ?

SPP est ainsi une mission pionnière de la NASA, officiellement sélectionnée depuis le 2 septembre 2010 (en phase B depuis janvier 2012), et qui explorera pour la première fois la proche couronne solaire, jusqu’à 9.5R⊙, à comparer avec les 60R⊙ d’approche maximale de Solar Orbiter (ESA-Cosmic Vision) ou des sondes Helios (RFA-NASA) dans les années 70. Notons à cet égard que, d’une part les résultats d’Helios sont les seules mesures in situ « proches » dont on dispose à l’heure actuelle, et ont été largement utilisés pour définir, par extrapolation, les domaines d’investigation de SPP et, d’autre part, une grande synergie scientifique existe entre SPP et Solar Orbiter.

Solar Probe Plus : scénario de mission (au 1/1/2012)

En outre, ces deux missions utilisent un scénario orbital similaire (survols de Vénus pour décroitre le périhélie, jusqu’à ≈0.3 UA pour Solar Orbiter et jusqu’à 9.5 R⊙≈0.045 UA pour SPP) et seront lancées durant un créneau temporel de 1 à 2 ans l’une par rapport à l’autre.

 Objectifs scientifiques du consortium FIELDS

Les capteurs de FIELDS déployés

Pour accomplir sa mission pionnière de compréhension de l’origine et de l’évolution du vent solaire, la mission SPP exige une instrumentation à haute performance, capable de résister à l’environnement solaire proche et doit comporter notamment un jeu complet et bien intégré de mesures des champs électriques et magnétiques in situ. L’expérience SPP/FIELDS (PI : S. Bale, SSL, Berkeley UC) fournit ces capacités de mesure avec un risque faible et des techniques de pointe, dans un consortium qui fédère les efforts d’une équipe très expérimentée dotée d’un fort héritage sur de nombreuses missions spatiales passées ou en cours.

Le consortium d’instruments FIELDS

Synoptique et principaux héritages.

L’expérience FIELDS a trois objectifs scientifiques majeurs (c’est-à-dire requis pour le succès de SPP), et un objectif secondaire :

1. SPP/FIELDS réalisera les mesures de champ magnétique in situ, indispensable pour établir le rapport entre les régions source du vent solaire et le champ magnétique héliosphèrique.
2. SPP/FIELDS répondra aux problèmes fondamentaux ouverts du chauffage de la couronne et de l’accélération de vent solaire, en mesurant notamment les propriétés des ondes d’Alfven basse fréquence et d’autres aspects cinétiques de la turbulence et de la reconnexion dans l’héliosphère interne.
3. SPP/FIELDS mesurera les ondes radio, les émissions radio HF solaires, les ondes électrostatiques et le bruit quasi-thermique (QTN, dont la spectroscopie permet d’obtenir les densité et températures électroniques), et les signatures turbulentes in situ de particules énergiques pour comprendre les rôles de phénomènes comme des chocs et la reconnexion dans l’accélération et déterminer les populations source des particules accélérées.
4. En outre, SPP/FIELDS mesurera les variations de potentiel dues aux impacts de poussière, utilisant le système d’antenne de la sonde comme un détecteur de micro et nano-poussières dans l’héliosphère interne.

En plus des objectifs précédents, soulignons que la capacité des instruments de SPP/FIELDS à mesurer des phénomènes à toutes les échelles caractéristiques du plasma formant le vent solaire, signifie que FIELDS est aussi conçue pour découvrir des phénomènes nouveaux et donc inattendus (ce qui s’est produit chaque fois qu’une sonde s’est aventurée dans une région inexplorée du système solaire, en l’occurrence dans la proche couronne solaire, dont la thermodynamique est, à ce jour, largement incomprise).

 Objectifs scientifiques de l’instrument TNR-HFR (LESIA)

Les récepteurs/spectromètres TNR-HFR (Thermal Noise Receiver/High Frequency Receiver), qui constituent l’instrument fourni par le LESIA pour SPP/FIELDS, sont un fort héritage de l’instrument SORBET sur MMO/BepiColombo, et ont un design très proche du récepteur homonyme de Solar Orbiter, adapté bien entendu aux caractéristiques du vent solaire jusqu’à 9.5R⊙. Parmi les objectifs scientifiques de FIELDS indiqués ci-dessus, TNR-HFR servira principalement les objectifs 2 , 3 et 4 et réalisera pour cela les trois grands types de mesure suivants :

Mesure in situ des densité et température des électrons du vent solaire avec TNR, principalement entre ≈20 et 9.5 rayons du Soleil

TNR permettra de mesurer in situ les densité et température électronique du vent Solaire avec une excellente précision, par la méthode de spectroscopie du bruit quasi-thermique (QTN). Pour l’expliquer brièvement, disons que les fluctuations du champ électrique, collectées par un dipôle électrique, produisent un spectre de puissance qui peut-être calculé théoriquement, notamment autour de la fréquence plasma, à partir de la distribution de vitesse des électrons du plasma ambiant d’une part, et de la géométrie/propriétés électriques de l’antenne collectrice d’autre part. En ajustant les spectres calculés aux spectres mesurés, on peut ainsi déterminer les densités et températures des électrons du plasma ambiant (ou d’autres moments de la fonction de distribution le cas échéant), avec des précisions inégalées. En effet, les précisions attendues avec le design actuel (antennes fils minces de 2x2.4m) sont <2% sur les densités et <10% sur les températures dans 100% des cas rencontrés aux périhélies (9.5R⊙), et environ 80% des cas à 20 R⊙ (à plus grande distance, on devra souvent se contenter de la seule estimation de la densité).

Spectres calculés (à gauche) pour différentes températures (couleurs) et fréquences plasma (flèches), typiques du vent solaire, avec un dipôle de 2x2.4m et Diagramme (à droite) des densités et températures électroniques accessibles aux fréquences balayées par TNR .

Sur la figure de droite, les ellipses en rouge délimitent les densités/températures typiques du vent solaire que SPP va rencontrer à différentes distances du Soleil (en rayons solaires Rs). L’aire en blanc (LDebye < L = 2.4 m) est celle où la spectroscopie du QTN permet une mesure précise (voir texte) de la densité de la température du gros des électrons (core) et éventuellement d’autres paramètres suprathermiques (halo). Les aires en gris correspondent aux cas où le pic plasma n’est plus détectable et/ou le bruit d’impact domine sur le bruit quasi-thermique.

Mesure des émissions radio hautes fréquences de 1 à 18MHz avec HFR , et de 32kHz à 2MHz sur 2 voies avec TNR

La partie HFR du récepteur est essentiellement destinée à étudier les émissions radio du Soleil (Types II et III) et éventuellement le continuum galactique : nous proposons un survey radio entre 1 et 18MHz, les sensibilités et la dynamique requises étant du même ordre que pour TNR, qui lui couvre la gamme 32-2000 kHz. En outre, les deux voies sur TNR permettront également de cross-corréler les signaux des deux dipôles orthogonaux et de localiser les sources d’émissions (goniopolarimétrie ou "direction finding"). Une voie TNR peut également traiter un signal en provenance du capteur magnétique (Search Coil fourni par le LPC2E) et le corréler avec un signal électrique. Ces mesures de radioastronomie sont en partie résumées par la figure ci-dessous qui donne l’ordre de grandeur (en V/m/√Hz) du champ électrique pour les grands types d’émissions/ondes attendues.

Bilan des sensibilités électriques et de la dynamique requises sur FIELDS/SP+

Mesure in situ des poussières avec TNR dans la bande 2-30 kHz

Un autre objectif (mais ne faisant plus partie des objectifs obligatoires de la mission SPP) est de détecter, en radio fréquences, l’éventuelle présence de poussières (de taille du nanomètre au micron) le long des orbites de SPP. Par exemple, des nanoparticules ont été détectées dans le vent solaire à 1AU, grâce aux instruments radio S/WAVES à bord des sondes Stereo. En ce qui concerne cette détection par analyse des spectres (il en existe une autre par l’analyse des formes d’ondes), il s’agit de déterminer l’effet d’un ΔV sur une antenne monopole lorsqu’une poussière se volatilise et crée une bulle de plasma en impactant le corps de la sonde. Toute la sonde est ainsi utilisée comme « collecteur de poussière », mais cela exige un mode de mesure spécifique, à l’aide d’un spectromètre à transformée de Fourier relié à un monopôle électrique, sur des fréquences typiques de quelques kHz.

Niveaux de puissance à 20 R⊙ comparés entre le bruit d’impact du plasma (en bleu) et celui dû aux nano-poussières (en rouge, pointillé si extrapolé à partir du flux de poussière à 1 UA, en trait plein pour 10 fois plus, comme le prévoient certains modèles)

Equipe scientifique SPP/FIELDS au LESIA

Milan Maksimovic (Lead Co-I), Michel Moncuquet (Co-I, CP pour la phase A), Nicole Meyer-Vernet (Co-I), Karine Issautier (Associate Scientist).

Sont aussi impliqués sur la mission SPP dans son ensemble : Olga Alexandrova, Jean-Louis Bougeret, Carine Briand, Filippo Pantellini, Arnaud Zaslavski.

L’organisation de l’équipe technique de TNR-HFR au LESIA et le financement de l’instrument, pour les phases B-C-D, sont actuellement (au 31/01/2012) en négociation avec le CNES et l’INSU, en relation étroite avec la mise en oeuvre du consortium d’instruments RPW sur Solar Orbiter.