Simulations cinétiques du plasma de la magnétosphère de Mercure pour préparer BepiColombo

Kinetic plasma simulations of Mercury's magnetosphere to prepare BepiColombo

Simulazioni cinetiche del plasma della magnetosfera di Mercurio per preparare BepiColombo

• Auteur / Autrice : Federico Lavorenti
• Direction : Pierre Henri, Francesco Califano
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique
• Date : Soutenance le 19/12/2023
• Etablissement(s) : Université Côte d'Azur en cotutelle avec Università degli studi (Pise, Italie)
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Sciences fondamentales et appliquées (Nice ; 2000-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire Joseph-Louis Lagrange (Nice, Alpes-Maritimes ; 2012-....)
• Jury : Président / Présidente : Héloïse Méheut
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Pierre Henri, Francesco Califano, Héloïse Méheut, Hideyuki Usui, Emma Bunce, Thomas Karlsson, Francesco Pegoraro, Johannes Benkhoff
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Hideyuki Usui, Emma Bunce

Mots clés

Mots clés contrôlés

Astrophysique

Simulation par ordinateur

Plasmas (gaz ionisés)

Mercure (planète)

Mots clés libres

Mercure

Plasma

Simulation

Espace

BepiColombo

Astrophysique

Mercury

Plasma

Simulation

Space

BepiColombo

Astrophysics

Mercurio

Plasma

Simulazione

Spazio

BepiColumbo

Astrofisica

Résumé

Les plasmas spatiaux se répandent dans le système solaire, depuis la couronne solaire jusqu'aux couches supérieures des environnements planétaires (comme la magnétosphère et l'ionosphère). Dans le système solaire, seules deux planètes telluriques possèdent un champ magnétique intrinsèque, et donc une magnétosphère : la Terre et Mercure. Contrairement à la Terre, Mercure a été rarement visitée par des missions d'exploration spatiale. Par conséquent, de nombreuses propriétés de l'environnement de Mercure, et de sa magnétosphère en particulier, restent peu étudiées à l'heure actuelle.Ce travail contribue à la compréhension globale du plasma et de l'environnement planétaire de Mercure, à la lumière des missions spatiales exploratoires en cours. La mission ESA/JAXA BepiColombo fournit des observations in situ de l'environnement de Mercure avec des instruments avancés, capables d'observer la dynamique du plasma - pour la première fois - jusqu'aux échelles cinétiques des électrons. Pour interpréter de telles observations, des modèles numériques résolvant les échelles cinétiques des électrons sont nécessaires. Dans ce travail, j'utilise deux modèles cinétiques pour étudier les processus à l'échelle des électrons dans la magnétosphère de Mercure, à la fois à l'échelle locale et à l'échelle globale. Je me concentre sur les processus à l'origine (i) de l'accélération des électrons par interaction onde-particule à la magnétopause, (ii) de l'accélération des électrons par reconnexion magnétique dans la queue de la magnétosphère, et (iii) de la précipitation des électrons à la surface de Mercure. L'impact de ces processus sur le couplage magnétosphère-exosphère-surface de Mercure est également étudié de manière approfondie. À cette fin, je développe et valide le premier modèle cinétique global ab initio de la magnétosphère de Mercure.Dans cette thèse, je caractérise les principaux processus qui accélèrent les électrons dans la magnétosphère de Mercure. Premièrement, les électrons sont accélérés par l'interaction onde-particule résonante avec les ondes de dérive, générées par l'instabilité de dérive à la fréquence hybride basse, à la magnétopause. Ce processus augmente la température parallèle des électrons jusqu'à un facteur deux, si la largeur de la magnétopause est de l'ordre du rayon de gyration des ions. Deuxièmement, les électrons sont accélérés par la reconnexion magnétique dans la queue de la magnétosphère. Ce processus génère un flux d'électrons d'une énergie de quelques keV dirigés depuis la queue vers la planète. Ces électrons peuplent les enveloppes internes de la magnétosphère pour former un anneau de courant partiel. Troisièmement, une grande partie des électrons dans ce courant annulaire précipite à la surface de Mercure, ce qui entraîne des interactions plasma-exosphère et plasma-surface. La reconnexion magnétique dans la queue est le principal processus d'accélération des électrons (jusqu'à quelques keV) dans la magnétosphère de Mercure. Ces électrons, tout en étant partiellement piégés du côté nuit, précipitent sur la surface de la planète pour entraîner (i) une ionisation efficace de H, He, O et Mn dans l'exosphère, (ii) des émissions de rayons X avec une prédominance pour le côté aube, conformément aux observations de MESSENGER/XRS, et (iii) de l'érosion spatiale du régolithe de Mercure. Enfin, les résultats de ce travail seront utilisés pour progresser dans la modélisation globale du système couplé magnétosphère-exosphère-surface de Mercure et pour interpréter et planifier les observations, en cours et future, de la mission BepiColombo. Le modèle global développé ici pour Mercure pourrait être appliqué, dans le futur, à d'autres corps célestes tels que les astéroïdes, Mars, la Lune terrestre et les lunes de Jupiter.

Space plasmas permeate the Solar System, from the solar corona to the upper layers of planetary environments (e.g. magnetosphere and ionosphere). In the Solar System, only two telluric planets possess an intrinsic magnetic field, and therefore a magnetosphere, those are the Earth and Mercury. Differently from the Earth, Mercury has been rarely visited by exploratory space missions. Therefore, many of the properties of Mercury's environment, and of its magnetosphere in particular, remain poorly investigated at present.This work contributes to the global understanding of Mercury's plasma and planetary environment, in light of ongoing exploratory space missions. The ongoing ESA/JAXA BepiColombo mission provides in situ observations at Mercury with an advanced payload, able to observe the plasma dynamics --for the first time-- down to electron kinetic scales. To interpret such observations, numerical models resolving electron kinetic scales are needed. In this work, I use two fully-kinetic models to study electron-scale processes in Mercury's magnetosphere, both at local and global scales. I focus on the plasma processes at the origin of (i) electron acceleration by wave-particle interaction at the magnetopause, (ii) electron acceleration by magnetic reconnection in the magnetotail, and (iii) electron precipitation onto the surface of Mercury. The impact of these processes on Mercury's magnetosphere-exosphere-surface coupling is also extensively studied. For this purpose, I develop and validate the first ab initio fully-kinetic global model of Mercury's magnetosphere.In this PhD, I characterize the main processes that accelerate electrons in the magnetosphere of Mercury. First, electrons are accelerated by resonant wave-particle interaction with drift waves (generated by the lower-hybrid-drift instability) at the magnetopause. This process increases the parallel electron temperature up to a factor two, if the magnetopause width is of the order of the ion gyroradius. Second, electrons are accelerated by magnetic reconnection in the magnetotail. This process generates a flow of electrons with an energy of few keV directed towards the planet from the X-line in the tail. Such electrons populate the inner shells of the magnetosphere to form Mercury's ``partial ring current''. Third, a large fraction of the electrons in this ``partial ring current'' precipitates onto the surface of Mercury, thus driving plasma-exosphere and plasma-surface interactions. Magnetic reconnection in the tail is the main process accelerating electrons (up to few keV) in the magnetosphere of Mercury. These electrons, while being partially trapped in the nightside, precipitate onto the surface to drive (i) efficient ionization of exospheric H, He, O and Mn, (ii) a pattern of X-ray emissions more prominent at dawn consistent with MESSENGER/XRS observations, and (iii) differential space weathering of Mercury's regolith. Finally, the findings of this work will be used to advance global models of Mercury's coupled magnetosphere-exosphere-surface system and to interpret (ongoing) and to plan (future) observations by BepiColombo mission. The global model developed in this work for Mercury will also find applications to other bodies (such as the Moon, asteroids, Mars, and the Galilean Moons of Jupiter) in future works.

I plasmi spaziali permeano il Sistema solare, dalla corona solare agli strati superiori degli ambientiplanetari (ad esempio, magnetosfera e ionosfera). Nel Sistema solare, solo due pianetitellurici possiedono un campo magnetico intrinseco, e quindi una magnetosfera: si tratta dellaTerra e diMercurio. A differenza della Terra,Mercurio è stato raramente visitato da missionidi esplorazione spaziale. Pertanto, molte delle proprietà dell’ambiente di Mercurio, e dellasua magnetosfera in particolare, rimangono attualmente poco studiate. Questo lavoro contribuiscealla comprensione globale del plasma e dell’ambiente planetario di Mercurio, allaluce delle missioni di explorazione spaziale in corso. La missione ESA/JAXA BepiColombo,attualmente in corso, fornisce osservazioni in situ di Mercurio con un payload avanzato, ingrado di osservare la dinamica del plasma - per la prima volta - fino alle scale cinetiche degli elettroni.Per interpretare tali osservazioni, sono necessari modelli numerici che risolvano le scalecinetiche degli elettroni. In questo lavoro, utilizzo due modelli “fully-kinetic” per studiare iprocessi a scala elettronica nella magnetosfera di Mercurio, sia localmente che globalmente.In particolare, mi concentro sui processi che danno origine (i) all’accelerazione degli elettroniper interazione onda-particella alla magnetopausa, (ii) all’accelerazione degli elettroni per riconnessionemagnetica nella coda della magnetsfera e (iii) alla precipitazione degli elettronisulla superficie di Mercurio. L’impatto di questi processi sull’accoppiamento magnetosferaesosfera-superficie diMercurio è anche ampiamente studiato. A questo scopo, ho sviluppatoe validato il primo modello globale ab initio “fully-kinetic” della magnetosfera diMercurio.In questo dottorato, caratterizzo i principali processi che accelerano gli elettroni nella magnetosferadiMercurio. In primo luogo, gli elettroni sono accelerati dall’interazione risonanteonda-particella con onde di deriva (generate dall’instabilità “lower-hybrid-drift”) alla magnetopausa.Questo processo aumenta la temperatura parallela degli elettroni fino a un fattoredue, se la larghezza della magnetopausa è dell’ordine del raggio di girazione degli ioni. In secondoluogo, gli elettroni sono accelerati dalla riconnessione magnetica nella coda. Questoprocesso genera un flusso di elettroni con un’energia dell’ordine del keV diretti verso il pianetadalla “X-line” nella coda. Questi elettroni popolano gli strati interni della magnetosferae formano la “partial ring current” di Mercurio. In terzo luogo, una grande frazione deglielettroni di questa “partial ring current” precipita alla superficie del pianeta, provocando cosìinterazioni plasma-esosfera e plasma-superficie. La riconnessione magnetica nella coda è ilprocesso principale che accelera gli elettroni (fino a qualche keV) nella magnetosfera diMercurio.Questi elettroni, pur essendo parzialmente intrappolati nel lato notturno del pianeta,precipitano sulla superficie per provocare (i) un’efficiente ionizzazione di H, He, O e Mn esosferici,(ii) un emissione di raggi X dalla superficie più prominente all’alba, coerentementecon le osservazioni di MESSENGER/XRS, e (iii) “space weathering” del regolite di Mercurio.Infine, i risultati di questo lavoro saranno utilizzati per far progredire i modelli globalidel sistema accoppiato magnetosfera-esosfera-superficie di Mercurio e per interpretare e pianificarele osservazioni, in corso e future, della missione BepiColombo. Il modello globalesviluppato in questo lavoro per Mercurio potrà, inoltre, essere applicato allo studio di altricorpi celesti come gli asteroidi,Marte, la Luna terrestre e le lune di Giove.