Modélisation des environnements neutre et ionisé de Callisto

Modeling the neutral and ionized environments of Callisto

• Auteur / Autrice : Thomas Le liboux
• Direction : Nicolas Andre, Ronan Modolo
• Type : Projet de thèse
• Discipline(s) : Sciences de l'univers, Astrophysique, Planétologie
• Date : Inscription en doctorat le 16/10/2023
• Etablissement(s) : Université de Toulouse (2023-....)
• Ecole(s) doctorale(s) : Sciences de l'Univers, de l'Environnement et de l'Espace
• Partenaire(s) de recherche : Equipe de recherche : UMR 5277 Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie

Mots clés

Mots clés libres

Planétologie

Simulation numérique

Exosphère

Physique des plasmas

Mission spatiale

Planetology

Numerical simulation

Exosphere

Plasma physics

Space mission

Résumé

La lune jovienne Callisto est située dans la magnétosphère de Jupiter, à une distance de 26,3 rayons joviens (RJ) du centre de Jupiter. Callisto est considérée comme géologiquement "morte" et un objet rémanent du système jovien primitif. La mission Galileo de la NASA a détecté un champ magnétique induit qui pourrait être dû à la présence d'un grand réservoir de liquide sous la couche extérieure glacée. La lune a une atmosphère ténue où l'oxygène domine [Cunningham et al., 2015] et le dioxyde de carbone est également abondant [Carlson et al., 1999]. Callisto baigne dans l'environnement de particules et de champs électro-magnétique de la magnétosphère de Jupiter, qui interagissent avec la lune et sont modifiés par celle-ci. L'environnement plasma de Callisto et son interaction avec la magnétosphère jovienne ne sont pas bien compris. En effet, Callisto se situe à la transition entre une configuration dominée par la magnétodisque de Jupiter et la magnétosphère. Son excursion en latitude magnétique lors de la rotation de Jupiter expose la lune à des environnements très divers. Une ionosphère a été détectée, avec des densités maximales autour de ~104 cm-3, mais seulement lorsque l'hémisphère situé à l’opposé du mouvement de Callisto autour de Jupiter (le côté faisant face au plasma magnétosphérique jovien) est éclairé par le soleil [Kliore et al, 2002]. Le rayon de giration autour des lignes de champ magnétiques des ions créés dans l’environnement de Callisto est de l'ordre de la taille de la lune et, par conséquent, une approche MHD ne s'applique pas et des modèles cinétiques ou hybrides doivent être utilisés. L'interaction lune-magnétosphère comprend l’érosion de la surface de la lune et l’éjection de volatiles, la formation des ailes d'Alfvén et l'interaction entre les champs magnétiques induits par l'océan de sous-surface et les conditions amont de la magnétosphère de Jupiter. Callisto est l'un des objectifs de la mission JUpiter ICy moon Explorer (JUICE) proposée par l'Agence spatiale européenne avec un lancement prévu en avril 2023 et une arrivée fin 2031 dans le système jovien. Au moyen d’une série de 21 survols rapprochés de Callisto, dont l'approche minimale va de 200 km à plusieurs milliers de kilomètres, JUICE étudiera en détail ces environnements plasma et neutre. Afin de préparer les futures observations, nous mènerons un effort de simulation pour décrire les environnements ionisés et neutres de la lune, notamment dans le cadre de la mission JUICE. Les directeurs de thèse sont fortement impliqués dans la mission, N. André est co-I de Particle Environmental Package, F. Leblanc est co-I de l'instrument Submillimeter Wave et R. Modolo est co-I du consortium Radio and Plasma Wave Instruments. Nous utiliserons le modèle 3D générique parallèle multi-espèces LatHyS [Modolo et al, 2016 ; 2018] et le modèle exosphérique 3D générique multi-espèces EGM [Leblanc et al, 2017 ; Oza et al, 2019] pour caractériser l'interaction lune – magnétosphère. Le modèle de simulation est basé sur le formalisme dit «hybride» dans lequel les ions sont décrits par un ensemble de particules numériques(appelées macro-particules) à poids ajustable, tandis que les électrons sont représentés par un fluide sans inertie préservant la neutralité de charge du plasma. Les ions et les électrons sont couplés via les équations de Maxwell. L'évolution temporelle des champs électromagnétiques et le mouvement des particules chargées sont calculés en conservant de manière auto-cohérente les effets cinétiques des ions, contrairement aux modèles MHD. De plus, la nature multi-espèces du code LatHyS nous permet de décrire la dynamique de toutes les espèces d'ions (espèces d'ions joviennes et ionosphériques). Le modèle LatHyS a été utilisé avec succès pour caractériser l'interaction du plasma ambiant (vent solaire ou magnétosphérique) avec un environnement planétaire tel que Mars [Modolo et al, 2005; 2016], Mercure [Richer et al, 2012], Titan [Modolo et al, 2008], Terre [Turcq et al, 2014 ; Moissard et al, 2023], Vénus [Aizawa et al, 2022] et Ganymède [Leclercq et al, 2016; Carnielli et al 2019a ; 2019b]. Les différentes régions (atmosphère, ionosphère, magnétosphère) sont couplées, échangeant de l'énergie et de la quantité de mouvement entre les différentes couches / interfaces. Une première approche suivie par notre groupe a été de coupler différents modèles, c'est-à-dire d'utiliser les résultats d'un modèle comme conditions initiales ou limites pour les autres modèles. Cette stratégie a été appliquée avec succès dans les projets ANR HELIOSARES (Mars 2009-2014), MARMITE (Mercury 2014-2018) et TEMPETE (2018-2022). Ce projet repose sur ce couplage et utilisera l'infrastructure développée au cours de ces projets ANR. Les développements seront validés en comparant les résultats de la simulation avec les observations in situ de Galileo et les observations à distances, comme cela a été fait pour Mars [par exemple, Leblanc et al, 2017; Modolo et al, 2018; Romanelli et al, 2019], Mercure [Richer et al, 2012] et Ganymède [Leclercq et al, 2016; Carnielli et al, 2019]. Cette thèse fera partie de l’ANR FACOM porté par O. Mousis du LAM et dont les objectifs sont de déterminer les conditions de formation des Lunes Galiléennes pour contraindre leur composition chimique initiale, de mieux comprendre les processus contrôlant l’évolution de cette composition depuis leur formation et dans un troisième volet de modéliser l’interaction actuelle entre les surfaces de ces Lunes, avec leur exosphère et leur magnétosphère et celle de Jupiter. C’est dans le cadre de ce troisième objectif qu’aura lieu cette thèse.

The Jovian moon Callisto is located in the middle magnetosphere of Jupiter, at a distance of 26.3 Jovian radii (RJ) from the center of Jupiter. Callisto is considered as geologically « dead » and a remanent object of the early jovian system. Galileo NASA mission detected an induced magnetic field that could possibly be due to the presence of a large liquid reservoir below the outer icy shell. The moon has a tenuous atmosphere where oxygen dominates [Cunningham et al., 2015] and carbon dioxide is also abundant [Carlson et al., 1999]. Callisto is embedded in the particle and electro-magnetic fields environment of Jupiter’s magnetosphere, which both interact with and is altered by the moon. The plasma environment of Callisto, and its interaction with the Jovian magnetosphere, are not well-understood. Indeed, Callisto is located at the transition from a magnetodisk-dominated configuration and the magnetosphere. Its excursion in magnetic latitude as Jupiter rotates, exposes the moon to very diverse environments. An ionosphere has been detected, with peak densities around ~104 cm-3 , but only when the trailing hemisphere (the side Jovian magnetospheric plasma is impacting) is sunlit [Kliore et al, 2002]. The gyro-radius around the magnetic field lines of newborn ions in Callisto’s environment is on the order of the moon’s size and therefore a MHD approach does not apply and kinetic or hybrid models need to be used. The moon-magnetosphere interaction includes space weathering of the moon, the formation of the Alfvén wings, and and the interplay between the ocean induced magnetic fields and the upstream environments of the Callisto is one of the objectives of the JUpiter ICy moon Explorer mission proposed by the European Space Agency with a scheduled launch in April 2023 and an arrival in late 2031 in the jovian system. Through a series of 21 close Callisto flybys, ranging in closest approach altitude from 200 km to several 1000’s of km, JUICE will investigate this plasma and neutral environment in detail. In order to prepare the future observations, we will conduct simulation efforts to describe the ionized and neutral environments of the moon, particularly in the frame of the JUICE mission. The PhD supervisors are heavily involved in the mission, N. André is co-I of Particle Environmental Package, F. Leblanc is co-I of the Submillimeter Wave instrument and R. Modolo is co-I of the Radio and Plasma Wave Instruments consortium. We will use the generic multispecies parallel 3D model LatHyS [Modolo et al, 2016 ; 2018] and the generic multi-species 3D exospheric model EGM [Leblanc et al, 2017 ; Oza et al, 2019] to characterize the moon – magnetosphere interaction. The simulation model is based on the so called ‘hybrid’ formalism where ions are described by a set of numerical particles (called macro-particles) with adjustable weight while electrons are represented by an inertialess fluid conserving the charge neutrality of the plasma. Ions and electrons are coupled via Maxwell's equations. The temporal evolution of electromagnetic fields and the motion of charged particles are computed selfconsistently retaining kinetic effects for ions, contrarily to MHD models. In addition, the multi-species nature of the code LatHyS allow us to describe the dynamic of all ion species (jovian and ionospheric ion species). The LatHyS model has been successfully used to characterize the ambient plasma (solar wind or magnetospheric) interaction with planetary environment such as Mars [Modolo et al, 2005; 2016], Mercury [Richer et al, 2012], Titan [Modolo et al, 2008], Earth [Turcq et al, 2014 ; Moissard et al, 2023], Venus [Aizawa et al, 2022] and Ganymede [Leclercq et al, 2016; Carnielli et al 2019a,2019b]. We will use the multi-grid version of the model developed for Ganymede and Europa and adapt it to Callisto’s environment. The EGM model is based on a Monte Carlo approach that describes the fate of several neutral species and their interaction with the surface. The different regions (atmosphere, ionosphere, magnetosphere) are coupled together, exchanging energy and momentum between the different layers/interfaces. None of these models can describe all regions governed by different physical processes and temporal/spatial scales. A first approach followed by our group has been to couple different models, i.e. to use the outputs of a model as initial or boundary conditions for the other models. This strategy has been successfully applied within ANR projects HELIOSARES (for Mars, 2009-2014), MARMITE (for Mercury, 2014-2018) and TEMPETE (2018-2022). This project is based on this coupling and will use the infrastructure developed during these ANR and FP7 projects. The developments will be validated by comparing simulation results with Galileo in-situ observations and telescope observations like it has been done for Mars [eg Leblanc et al, 2017 ; Modolo et al, 2018 ; Romanelli et al, 2019], Mercury [Richer et al, 2012] and Ganymede [Leclercq et al, 2015 ; Carnielli et al, 2019]. This PhD is part of the ANR FACOM which main objectives are to constrain the formation conditions of the moons that determined their initial bulk chemical composition, to better understand the processes leading to the contemporary volatile contents of the different moons, and to model the contemporary interactions of the moon surfaces with their exospheres and the magnetosphere/magnetodisk. The PhD will be part of the third objectives of FACOM.