Solar wind interaction with the unmagnetized planets : Mars and Venus
Interaction du vent solaire avec les planètes non magnétisées Mars et Vénus
Résumé
Planetary bodies without intrinsic magnetic field, but with substantial atmospheres, are known to possess cometlike “induced“ magnetotails, consequence of indirect interaction between solar wind and planetary ionosphere. These magnetotails are the result of the “draping“ of interplanetary magnetic field lines and the atmospheric mass-loading and their properties depend on these two factors. Nowadays, with a plasma package ASPERA-3 onboard of Mars Express (MEX) and identical ASPERA-4 onboard Venus Express (VEX), we can provide a comparative analysis of the interaction between solar wind and the two planets Mars and Venus. These international experiences were made in collaboration with the CESR. All investigations were made on the data of mass analyser IMA, the part of plasma package ASPERA-3/4. For the Venus study, the MAG magnetometer data was used, but for Mars we derived interplanetary magnetic field direction from MGS (Mars Global Surveyor) data. It is now well known that the lack of an effective magnetic obstacle, unlike the Earth, protected by its atmosphere, planetary atmospheres as the ones of Mars and Venus are eroded by solar wind. Models predict an important effect of the solar wind erosion over billion years able to make a primitive and dense atmosphere, required to maintain water under its liquid phase, disappear. However, recent MEX measurements have established that atmospheric escapes due to solar wind cannot explain themselves, even if they are important, martian primitive ocean disappearance. At the beginning, Venus also may be covered by a liquid water layer which evaporated ant present calculated escaping rates of H+ and O+, by means of VEX data, confirm the unending loss of the venusian atmosphere. Thus the interaction between solar wind and planetary bodies such as Mars and Venus is fundamental to understand the evolution of telluric planets with reference to the Earth. 1) “Planetological“ issue It consists in the specific study of the martian and venusian planetary ions. This problem can be solved by the investigation of the structure of the interaction between the solar wind and the planets; and more precisely between a fast plasma wind, collisionless and a neutral gaz via ionizing processes. Actually, this interaction creates a wake filled by ions of atmospheric origin. The comparison between both planets ionized environments has revealed similarities and differences in the various surrounding plasma regions. The calcul of escaping rates – due to the solar wind – allows to quantify the atmospheric loss and improve our knowledge about the role of a such escape in the martian and venusian water inventory. 2) “Physical“ issue It consists in the study of physical mechanisms responsible of planetary materials escape. Ions acceleration investigations in different magnetospheric regions show differences at the origin of the spatial and energetic distribution of the ions observed in Mars and Venus tails. The acceleration mechanisms, acting in the central part of the tail – called the plasma sheet – are caused by jxB forces and by a polarization electric field. Acceleration by the interplanetary magnetic field and by a charge separation electric field occurs in a second region outside the plasma sheet.
Les corps planétaires sans champ magnétique intrinsèque, tels que Mars et Vénus, mais possédant une atmosphère, possèdent une queue magnétosphérique comme celle observée à l'arrière des comètes. Ces queues magnétosphériques sont le résultat de l'interaction directe entre le vent solaire (plasma constitué d'ions et d'électrons éjectés par le Soleil) et l'ionosphère de ces planètes. Une étude comparative de ces deux planètes est aujourd'hui possible. En effet, ASPERA-3 à bord de Mars Express (MEX) est actuellement en orbite autour de Mars et ASPERA-4, réplique d'ASPERA-3, à bord de Venus Express, en orbite autour de Vénus depuis Avril 2006. Ces expériences, construites en partenariat international avec une participation importante du CESR, donnent la possibilité d'étudier et de comparer, au moyen d'une instrumentation identique, l'interaction des deux planètes avec le vent solaire. Il est maintenant admis qu'en l'absence d'obstacle magnétique efficace, comme c'est le cas sur la Terre, protégée par sa magnétosphère, les atmosphères des planètes telles que Mars et Vénus sont soumises à une érosion intense au contact du vent solaire. Les modèles prédisent un effet cumulé très important à l'échelle de milliards d'années, potentiellement capable de dissiper une atmosphère primitive dense, nécessaire au maintient de l'eau sous forme liquide. Cependant, les mesures récentes de MEX montrent que si les échappements de l'atmosphère résultant de cette interaction sont importants, ils ne peuvent probablement pas expliquer la disparition des océans primitifs de Mars. A I'origine, Vénus devait également être recouverte d'eau, mais cette dernière s'est évaporée et le peu qu'il en reste (sous forme de vapeur) continue de s'en échapper comme en témoignent les taux d'échappement actuels d'hydrogène et d'oxygène calculés à partir des mesures de VEX. Cette thématique, qui nécessite d'aborder les planètes en tant que systèmes, constitués d'enveloppes en interaction mutuelle, avec à leur sommet le vent solaire, est fondamentale pour comprendre l'évolution des planètes tellurique en référence à la Terre. 1) Le problème “planétologique“ Il consiste à étudier de façon spécifique l'échappement des ions planétaires de Mars et Vénus. La résolution de ce problème passe par l'étude de la structure de cette interaction du vent solaire avec la planète ou plus précisément du couplage entre un vent de plasma rapide, sans collision, et un gaz neutre via des processus d'ionisation. En effet, cette interaction conduit à la formation d'un sillage rempli d'ions d'origine atmosphérique. La comparaison des environnements ionisés des deux planètes a révélé des similitudes et des différences dans les diverses régions plasma qui les entourent. Le calcul des taux d'échappement – ici échappement causé par l'interaction avec le vent solaire – permet de quantifier la perte atmosphérique et de mieux comprendre le rôle de ce type d'échappement dans la disparition de l'eau sur Mars et Vénus. 2) Le problème “physique“ Il consiste à étudier les mécanismes physiques responsables de l'échappement du matériel planétaire. L'étude de l'accélération des ions en fonction de différentes régions magnétosphériques révèle des différences à l'origine de la répartition spatiale et énergétique des différents ions, observés dans les queues de Mars et Vénus. Les mécanismes d'accélération agissant dans la région centrale de la queue, la plasma sheet sont dus à la forte tension magnétique jxB et à un champ électrique de polarisation. La seconde région, plus externe est le siège d'une accélération par le champ électrique interplanétaire et à un champ électrique de séparation de charge
Domaines
Physique [physics]
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