L'émission radio non-thermique la plus intense de Saturne, connue sous le nom de SKR (pour Saturn Kilometric Radiation), est observée de façon continue par les antennes radio de la sonde Cassini (expérience Radio Plasma and Wave Science) depuis son entrée en orbite autour de la planète en juillet 2004. Le SKR est généré au-dessus de l'atmosphère le long de lignes de champ magnétique de haute latitude. C'est là que des électrons accélérés peuvent transmettre une partie de leur énergie cinétique au bruit de fond électromagnétique ambiant (créé par ces mêmes électrons) par le biais de l'Instabilité Maser Cyclotron (IMC). Le SKR est alors émis dans des directions quasi-perpendiculaires aux lignes de champ magnétique, formant un diagramme d'émission très anisotrope (que l'on peut se représenter sous la forme d'un mince feuillet conique, voir figure 1).
En l'absence d'imagerie directe à de telles longueurs d'onde, la position spatiale des sources du SKR ainsi que la forme de leur diagramme d'émission restaient mal connues. Les cartes temps-fréquence (spectres dynamiques) utilisées pour analyser l'émission ont cependant montré des structures particulières (suspectées d'être des manifestations de la visibilité de l'émission) comme des arcs ou des disparitions soudaines du signal à moins de 4 rayons kroniens de la planète (voir figure 2a).
Pour tenter de comprendre l'origine de ces structures, et leur lien avec la visibilité des sources, nous avons modélisé le SKR tel qu'observé par Cassini pour des sources et un diagramme d'émission choisis (voir schéma de principe de la figure 1). Ainsi, en peuplant de sources radio les lignes de champ magnétique de 70° de latitude et en calculant un angle d'émission à l'aide d'une distribution électronique réaliste de type "cône de perte" (correspondant à la population d’électrons restante, une fois perdus les électrons qui provoquent les aurores dans l’atmosphère de la planète), nous avons pu modélisé correctement à la fois la forme des arcs, ainsi que celle de la disparition de l'émission (voir figure 2b).
Pour comprendre l'origine de cette dernière, la figure 3 montre l'angle d'émission calculée par "cône de perte" pour les sources de chaque hémisphère (panneau a) ainsi qu'une coupe transversale des régions spatiales illuminées par des radio sources présentes dans les deux hémisphères (panneaux b et c). On voit apparaître une zone d'ombre équatoriale, proche de la planète, qui n'est illuminée par aucune source radio. Lorsque Cassini pénètre dans cette zone (trajectoire en vert), la sonde passe "sous" les cônes d'émission et l'émission disparaît soudainement, comme illustré à la figure 2.
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Fig 1 : Schéma de principe des simulations du SKR. Des radio sources (étoiles) sont disposées le long de lignes de champ magnétique de haute latitude grâce à un modèle de champ magnétique de Saturne. Comme le SKR est émis à la fréquence cyclotron électronique locale, on peut calculer précisément l'altitude de chaque source le long de la ligne de champ. Le diagramme d'émission prend la forme d'un feuillet conique (en noir) défini par un angle theta. L'émission de chaque source est détectée si Cassini intercepte leur diagramme d'émission. |
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Fig 2 : Spectres dynamiques observés (panneau a) et simulés (panneau b) pour une même période de temps. La simulation arrive à reproduire l'extinction observée (en position, forme et durée) lorsque l'on dispose des sources radio sur des lignes de champ de latitude invariante égale à 70° avec un diagramme d'émission défini grâce à une distribution électronique de type "cône de perte" (l'angle d'émission calculé est tracé à la figure 3a). |
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Fig 3 : Le panneau a trace l'angle d'émission calculé par "cône de perte" en fonction de la fréquence pour des sources des deux hémisphères. Les panneaux b et c montrent une vue transversale de la couverture spatiale de l'émission lorsque des sources radio sont disposées dans les deux hémisphères (voir légende figure 2) avec le diagramme d'émission montré au panneau a. La zone proche de la planète non illuminée par les radio sources porte le nom de zone d'ombre équatoriale. |
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Contact : L. Lamy |
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