1.1.2 Les mesures spatiales in situ à modéliser: Ulysse dans le vent solaire

Ulysse est une sonde d'exploration du système solaire et plus particulièrement d'observation du Soleil et de ses effets in situ dans un espace situé entre 5 et 1 UA du Soleil (UA=Unité Astronomique, qui est la distance moyenne Soleil-Terre, soit environ $150.10^6$km) et surtout à haute latitude héliographiques, c'est-à-dire en dehors du plan de l'Écliptique (plan de l'orbite terrestre où orbitent à peu près toutes les planètes du système solaire). Ulysse possède ainsi une orbite elliptique képlérienne autour du Soleil, dans un plan grosso modo perpendiculaire au plan de l'Écliptique, ce qui lui a permis d'observer les pôles du Soleil, son périhélie est situé à $\sim 1.5$UA et son aphélie à $\sim 5$UA; la période orbitale d'Ulysse est d'environ 6 ans. Pendant toute la durée de sa mission^1.5Ulysse est baigné dans un plasma chaud en expansion issu du soleil : le vent solaire.

Ulysse embarque une douzaine d'expériences et en particulier une expérience nommée URAP (pour Unified Radio and Plasma Wave). Cette expérience est un consortium de plusieurs instruments (et plusieurs équipes) conçus pour étudier le vent solaire et les émissions radio solaires et planétaires. Parmi ces instruments, on s'intéresse ici à l'instrument RAR (Radio Astronomy Receiver) destiné entre autres à mesurer in situ la densité et la température des électrons du vent solaire en routine.

L'instrument est constitué de deux antennes, dont l'une est un dipôle électrique de $2\times36$ m dans le plan de rotation d'Ulysse (dite antenne S), et l'autre est un monopôle dans l'axe de rotation (dite antenne Z)^1.6. Ces antennes sont reliées à un récepteur radio basse-fréquence qui balaye linéairement 64 canaux (de largeur de bande 0.75 kHz) de 1.25 à 48.5 kHz en 128 secondes et à un récepteur haute-fréquence qui balaye 12 canaux (de largeur $\sim$ 3kHz), disposés grosso modo logarithmiquement de 52 à 940 kHz, en 48 secondes. Cet instrument acquiert donc toutes les deux minutes environ un spectre de puissance dans une gamme allant de 1 à 1000kHz. On montre un tel spectre sur la figure 1.1.

Figure 1.1: Spectre basse fréquence obtenu par Ulysse dans le vent solaire. Les points sont les mesures en valeurs physiques (i.e. en $V^2/$Hz) de la puissance collecté par l'antenne S pour chacun des 64 paliers de fréquence. La ligne continue est un modèle de spectre calculé en tenant compte de 6 paramètres (densité et température des électrons froids et chauds + vitesse d'ensemble + température des protons)

Mis bout à bout sur une durée donnée (généralement une journée), ces spectres produisent le matériau de base de tous les radio-astronomes pourvus d'antennes : le spectre dynamique radio ou radio-spectrogramme (cf. figures 1.2 et 1.3).

Le spectre dynamique montré sur les figures 1.2 ou 1.3 a le format standard des spectres produits en routine à Meudon^1.7: il s'agit en fait, pour deux journées de mesure à bord d'Ulysse, de deux spectres dynamiques journaliers en valeurs dites «brutes », i.e. après l'amplification analogique du signal d'antenne de 0 à 5 Volts (voir l'échelle de couleur). Pour chacune des deux journées, le spectre du bas a été obtenu par le récepteur basse-fréquence (64 canaux), tandis que le spectre dynamique du haut est reconstitué sur une échelle logarithmique de 1 à 1000 kHz à partir des canaux disponibles à la fois en hautes et en basses fréquences (64 + 12 canaux). Dans le vent solaire et avec l'instrument radio d'Ulysse, on verra (et on l'a déjà indiqué sur la figure 1.1) que les paramètres les mieux déterminés sont la densité électronique totale et la température des électrons froids^1.8.

Figure 1.2: Spectre dynamique de routine obtenu par Ulysse durant la journée du 13 mars 1995 (i.e. pendant une période d'activité solaire minimale), dans le vent solaire près du plan de l'Écliptique

Figure 1.3: Spectre dynamique de routine obtenu par Ulysse durant la journée du 2 janvier 2001 (i.e. pendant une période d'activité solaire maximale), dans le vent solaire à haute latitude ($\sim 60^o$)

Le diagnostic de la densité totale des électrons est de toutes façons excellent car, à la fréquence plasma, qui est un zéro de la fonction diélectrique $\epsilon_L$, le bruit s'accroît considérablement (quelle que soit la distribution, voir Éq.1.2), formant un pic de puissance très marqué sur chaque spectre et, sur les spectrogrammes, une ligne continue fort intense par rapport au bruit de fond que l'on peut suivre très nettement sur les figures 1.2 et 1.3. Le diagnostic de température nécessite par contre, via l'ajustement, de connaître la forme précise du spectre immédiatement en amont et, sur une large gamme, en aval de la fréquence plasma. Par exemple, sur la figure 1.2, il sera plus difficile de porter un diagnostic de température précis pendant la période allant d'environ 8 à 11 heures T.U, car un type III solaire très intense vient polluer les spectres de bruit quasi-thermique au-dessus de la fréquence plasma (qui reste cependant très visible car elle se comporte comme une fréquence de coupure vis-à-vis de l'émission type III solaire).

Figure 1.4: Spectre dynamique acquis au périhélie d'Ulysse en mars 95 (traversée de l'Écliptique, où le vent solaire dense s'étend en ``jupe de ballerine'') près du minimum d'activité solaire

On illustre sur la figure 1.4 le type de résultat que l'on cherche à obtenir par la spectroscopie du bruit thermique: une mesure sur de longue période de la densité et de la température dans le vent solaire, la plus fiable et la plus précise possible. Ce type de travail a permis (et permet toujours) de constituer une base de données nécessaire pour étudier les évolutions et les grandes structures du vent solaire, et pour comprendre in fine son origine et sa thermodynamique (pour plus d'informations, on peut consulter le site http://calys.obspm.fr/plasma/ulysses/ulysses.html).