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Etude des émissions gazeuses UV/X et des phénomènes d'échange de charge dans l'Héliosphère : application à des systèmes astrophysiques analogues.

By Dimitra Koutroumpa

Abstract

Charge-exchange is a very efficient phenomenon whenever an ionized gas interacts with a neutral gas. My thesis included a thorough analysis of the occurence of this phenomenon and its effects in the heliosphere and other astrophysical systems.At first, I used interstellar (IS) H distributions in order to model the backscattered Lyman-α emission observed with the SOHO/SWANinstrument and finally constrain the IS hydrogen parameters. This study allowed to demonstrate the deflection of the IS hydrogen flow with respect to the IS helium flow. This deflection is due to the coupling of IS hydrogen atoms to IS protons in the heliospheric interface and the creation of a secondary population of hydrogen, which is heated, decelerated and deviated with respect to primary IS atoms. The deflection of this secondary population with respect to the primary flow is the direct proof that the structure of the heliosphere is not axisymetric, but tilted under the pressure of an inclined local IS magnetic field.In a second part, I modeled the EUV and soft X-ray emissions in the heliosphere due to charge-exchange between heavy solar wind ions and IS hydrogen and helium. I have built the first time-dependent model of heliospheric X-ray emission in response to solar wind composition and flux temporal variations, taking into account the solar rotation and the solar wind radial propagation. I applied the model to X-ray data obtained with XMM, Chandra and Suzaku telescopes. I have demonstrated that in the 0.3-1 keV range the heliospheric X-ray emission is responsible for all the diffuse emission previously attributed to hot gas in the so-called Local Interstellar Bubble (100 parsecs wide). A preliminary analysis of the lower energy emission (0.1-0.3 keV) during the last months of my thesis shows that the heliospheric contribution may very well explain most of the supposed Local Bubble emission at these energy ranges too.Finally, I have used a hybrid model of theMartian plasma environment to model the charge-exchange induced soft X-ray emission from the Martian exosphere. I have used input exosphere parameters from Lyman-α measurements of Mars Express/SPICAM instrument and compared my results with recent Xray observations of Mars with XMM and Chandra satellites.L'échange de charge est un processus de couplage très efficace lorsqu'un gaz ionisé interagit avec un gaz neutre. Le but de ma thèse était d'étudier l'occurence de ce phénomène et ses effets dans l'héliosphère et d'autres systèmes astrophysiques.J'ai en premier lieu déterminé les paramètres du flot d'hydrogène atomique interstellaire autour du soleil et mis en évidence sa déflection à l'entrée dans l'héliosphère. Cette d´eflection, due à la création d'une population d'atomes secondaires lors des échanges de charge atomes H-protons, est la conséquence de la distorsion de l'héliosphère sous l'effet du champ magn´etique interstellaire. L'étude était basée sur l'analyse et la modélisation des données de l'instrument SWAN sur SOHO, qui mesure l'émission de rétro-diffusion résonnante du rayonnement solaire à Lyman-α (121.6nm) par les atomes d'hydrogène dans l'espace interplanétaire et sa ré-absorption par une cellule montée devant les photomètres.Dans une deuxième phase, j'ai étudié les émissions EUV/X (0.1-1 keV) dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes d'hydrogène et d'hélium. J'ai développé un modèle statique et une variante dynamique pour calculer les émissions X dans l'héliosphère en tenant compte des variations de l'activité solaire à grande (cycle de 11 ans) et courte (sursauts de vent solaire) échelle. J'ai appliqué mon modèle à une série d'observations X avec les télescopes XMM, Chandra et Suzaku. L'étude a montré que l'héliosphère est responsable de toute l'´emission entre 0.3 et 1 keV attribuée auparavant à la Bulle Interstellaire Locale, une structure de 100 parsecs environ, supposée remplie de gaz très chaud. Les résultats préliminaires dans le domaine 0.1-0.3 keV montrent également que la contribution héliosphérique est du même ordre que celle attribuée à la Bulle Locale.Finalement, en utilisant des modèles existants de l'interface entre le vent solaire et l'exosphère de Mars, j'ai calculé les émissions X dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes planétaires, montré comment elles révèlent les structures magnétiques autour de la planète, et les ai comparées aux observations récentes Chandra/XMM

Topics: Interstellar Medium, Galactic Halo, Sun, Solar Wind, Planets, Planetary Exospheres, Interplanetary Medium, Diffuse UV, EUV & X-ray Background, Milieu Interstellaire, Halo Galactique, Soleil, Vent Solaire, Planètes, Exosphères Planétaires, Milieu Interplanétaire, Fond Diffus UV, EUV & X, [SDU.ASTR]Sciences of the Universe [physics]/Astrophysics [astro-ph]
Publisher: HAL CCSD
Year: 2007
OAI identifier: oai:HAL:tel-00260160v1
Provided by: HAL-INSU
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