Cette thèse vise à mieux connaître la structure thermique de la haute atmosphère jovienne dans les régions polaires . Pour cela, deux points sont abordés : la caractérisation des ondes de gravité stratosphériques, et les variations de température dans l'ionosphère. L'étude d'occultations stellaires a permis d'obtenir des profils de température à haute altitude pour les deux hémisphères. Ces profils confirment l'augmentation de température stratosphérique lorsqu'on se rapproche des pôles. L'analyse temps-échelle de ces profils de température a permis de détecter des ondes de gravité, et d'en caractériser certains modes. Cette thèse développe également des méthodes d'étude, caractérise les limites de chaque méthode, et définit des stratégies d'observations pour la détection d'ondes de gravité. L'analyse de données du spectro-imageur BEAR portant sur les raies d'émission de H3+ dans l'infrarouge proche a ensuite permis de mettre en évidence des variations latitudinales et longitudinales de la température ionosphériques dans la zone aurorale, et de les relier aux variations d'abondance de H3+. Les avancées dans les deux domaines permettent de quantifier l'apport énergétique du déferlement d'ondes de gravité d'une part, et des précipitations aurorales d'autre part, au bilan thermique des thermosphères des planètes géantes.

Thesis (M.S.)--University of Missouri-Columbia, 2006. / The entire dissertation/thesis text is included in the research.pdf file; the official abstract appears in the short.pdf file (which also appears in the research.pdf); a non-technical general description, or public abstract, appears in the public.pdf file. Title from title screen of research.pdf file viewed on (February 23, 2007) Includes bibliographical references.

The Io UV footprint (IFP) is one of the most spectacular signatures of the Io-Jupiter interaction. It consists of several auroral spots and an extended tail which are located close to the feet of the magnetic field lines passing through Io in each hemisphere. The purpose of the present study is to demonstrate that a careful analysis of the Io UV footprint based on observations acquired with the STIS and ACS high resolution and high sensitivity FUV cameras on board the Hubble Space Telescope can provide us with essential information on the ongoing physical processes. The thesis is organized around basic questions: What is the Io footprint?, Where is the Io footprint?, How high is the Io footprint?, How big is the Io footprint? and finally: How bright is the Io footprint? The answers to these questions have profound implications for the understanding of the phenomenon. Among the most important results of this work is the unexpected finding of a faint auroral spot appearing upstream of the main Io spot in one hemisphere while only downstream spots are seen in the opposite hemisphere. The detailed study of the evolution of the inter-spot distances puts previous models describing the footprint morphology under question. We propose a new interpretation which involves that some spots are caused by electrons accelerated away from the planet along the field lines in one hemisphere, crossing the equatorial plane in the form of electron beams and precipitating in the opposite hemisphere, creating the so-called Trans-hemispheric Electron Beam (TEB) spots. The information provided by the position of the satellite footprints is not restricted to the interaction between the moon and the Jovian magnetosphere. The analysis of the footpaths of Io, Europa and Ganymede helped us to further constrain the magnetic field models, notably through the identification of a large magnetic anomaly in the northern hemisphere. Additionally, the study of the speed of the Io footprint along its reference contour suggests that a second anomaly regions may also exist in the North. In this work, we present a new and direct method to measure the altitude of the different footprint features. The main spot and the tail emissions have a peak altitude of 900 km while the peak altitude of the Trans-hemispheric Electron Beam spot is 700 km. These results suggest that the main spot and tail emissions are caused by the precipitation of electrons with a mean energy around 1 keV, far lower than the 55 keV value previously derived from spectral measurements. The vertical extent of these emissions is surprisingly broad (scale height ~400 km) and is best fitted with an incoming kappa electron energy distribution (spectral index ~2.3). This suggests that the electron acceleration is supplied by processes related to inertial Alfvén waves rather than by quasi-static potentials as proposed by some theoretical models. The size of the main footprint spot is carefully estimated on a much larger image sample than before: its length along the footpath is ~900 km while its width perpendicular to the footpath is <200 km. Larger lengths are sometimes observed but in that case, they are attributed to the mix of individual spots. The spot length is larger than the projected diameter of Io around the magnetic field lines but is consistent with recent simulations. As far as the Io footprint brightness is concerned, variations on two timescales have been studied. On timescales of minutes, systematic brightness fluctuation on the order of 30% (and going up to 50%) are observed. Additionally, cases of simultaneous variations of the main and the TEB spots are reported, which suggests that the process that triggers these fast variations is located close to the planet. Variations of the main spot brightness with the System III longitude of Io are also analyzed. Our new measurement method fully considering the multi-spot structure of the IFP and the real geometry of the observations provides more accurate estimates for the precipitating energy flux (between 100 and 500 mW/m for the main spot). The main spot brightness peaks at 110° and 290° longitude, which could be attributed either to an enhanced interaction strength when Io is near the dense torus center or to spots merging which is also observed to occur in these sector. Nevertheless, strong North-South asymmetries are also observed, which suggests that the surface magnetic field strength also influences the spots brightness. ---------------------------------------------------------------------- L'empreinte aurorale d'Io est l'une des signatures les plus impressionnantes de l'interaction Io-Jupiter. Présente dans chaque hémisphère, elle se situe à proximité des pieds des lignes de champ magnétique qui interceptent Io et se compose de plusieurs taches suivies d'une longue trainée. Cette étude vise à démontrer qu'une analyse minutieuse de l'empreinte UV d'Io basée sur les observations des instruments STIS et ACS du Télescope Spatial Hubble peut apporter des informations cruciales sur les processus physiques qui sont en jeu. Cette thèse est organisée autour de questions relativement basiques: Qu'est-ce que l'empreinte d'Io?, Où se trouve-t-elle?, A quelle altitude se trouve-t-elle?, Quelle est sa taille? et enfin Quelle est sa brillance?. Les réponses à ces questions ont de profondes implications pour la compréhension du phénomène. Parmi les résultats principaux de ce travail, il y a la découverte inattendue d'une faible tache aurorale apparaissant en amont de la tache principale dans un hémisphère alors que les seules taches observées dans l'hémisphère opposé sont situées en aval. L'étude détaillée de la distance inter-taches remet en question les précédents modèles décrivant la morphologie de l'empreinte. Nous proposons ici une nouvelle interprétation de certaines de ces taches: elles seraient causées par des électrons initialement accélérés le long des lignes de champ dans la direction opposée à Jupiter, qui ensuite traverseraient le plan équatorial sous la forme de faisceaux d'électrons et qui précipiteraient finalement dans l'hémisphère opposé en générant la tache du Faisceau d'Electrons Trans-hemisphérique (FET). Les informations fournies par la position des empreintes de satellites ne se limitent pas à l'interaction entre Io et la magnétosphère de Jupiter. L'analyse des contours parcourus par les empreintes d'Io, d'Europe et de Ganymède permet de mieux contraindre les modèles de champ magnétique joviens, entre autre à travers l'identification d'une importante anomalie magnétique dans l'hémisphère nord. De plus, l'étude de la vitesse de l'empreinte d'Io le long du contour de référence suggère qu'elle pourrait être accompagnée d'une deuxième anomalie dans cet hémisphère. Dans cette étude, nous présentons une méthode directe pour mesurer l'altitude des différentes sous-structures qui forment l'empreinte. Le pic d'émissions de la tache principale et de la trainée est situé à 900 km d'altitude alors que celui de la tache FET est à 700 km. Ces résultats suggèrent que la tache principale et la trainée sont la conséquence de la précipitation d'électrons ayant une énergie moyenne d'approximativement 1 keV, une valeur largement inférieure aux 55 keV déduits à partir de précédentes mesures spectrales. L'extension verticale de ces émissions est étonnamment large (hauteur d'échelle: ~400 km) et la distribution d'énergie des électrons incidents qui reproduit au mieux les observations est une distribution kappa d'indice spectral ~2.3. Cela suggère que l'accélération des électrons est liée à des ondes d'Alfvén inertielles plutôt qu'aux potentiels quasi-statiques proposés par certains modèles théoriques. La taille de la tache principale a été mesurée sur un ensemble d'images beaucoup plus étendu qu'auparavant: sa longueur le long du contour est de ~900 km alors que sa largeur telle que mesurée perpendiculairement à celui-ci est de <200 km. Des longueurs plus importants sont parfois observées mais elles résultent de la superposition partielle de plusieurs taches individuelles. La longueur des taches est plus grande que la projection du diamètre d'Io le long des lignes de champ, ce qui était prévu par des simulations récentes. En ce qui concerne la brillance des taches, deux échelles de temps ont été étudiées en particulier. A l'échelle de la minute, nous avons mis en évidence des fluctuations de l'ordre de 30% de la brillance moyenne et pouvant atteindre jusqu'à 50 % de celle-ci. Dans certains cas, on observe des variations corrélées de la tache principale et de la tache FET, ce qui suggère que le processus qui induit ces variations rapides se situe près de la surface de Jupiter. Les variations de la brillance de la tache principale en fonction de la longitude Système III d'Io ont également été analysées. Notre nouvelle méthode de mesure prend pleinement en compte la géométrie de l'observation ainsi que le fait que l'empreinte est composée de différentes taches, ce qui permet une estimation plus précise du flux d'énergie incident (entre 100 et 500 mW/m pour la tache principale). La brillance de la tache principale possède deux maxima, un à 110° et un autre à 290° de longitude. Ces augmentations de brillance peuvent avoir deux origines: soit elles sont dues à l'augmentation de l'intensité de l'interaction entre Io et le plasma quand Io est proche du centre du tore, soit elles sont liées à la superposition des taches principales et FET qui se produit également dans ces secteurs. Néanmoins, de fortes asymétries Nord-Sud sont aussi observées, ce qui semble indiquer que l'intensité du champ magnétique de surface joue aussi un rôle en ce qui concerne la brillance des spots.

The giant planets exhibit banded zonal jet streams that have maintained theirstructures over decades. There are long-standing questions: how deep the windstructures extend? What mechanisms generate and maintain the observed winds?Why are the wind structures so stable? To answer these questions, we performedthree-dimensional numerical simulations of the atmospheric flow using the primitiveequations.First, we use a simple Newtonian cooling scheme as a crude approach to gener-ate atmospheric latitudinal temperature differences that could be caused by latentheating or radiation. Our Jupiter-like simulations show that shallow thermal forcingconfined to pressures near the cloud tops can produce deep zonal winds from thetropopause all the way down to the bottom of the simulated atmosphere (a fewhundred bars). These deep winds can attain speeds comparable to the zonal jetspeeds within the shallow, forced layer; they are pumped by Coriolis accelerationacting on a deep meridional circulation driven by the shallow-layer eddies.Next, we explicitly include the transport of water vapor and allow condensationand latent heating to occur whenever the water vapor is supersaturated. Our simu-lations show that large-scale moist convection associated with condensation of watervapor can produce multiple zonal jets similar to those on the gas giants (Jupiterand Saturn) and ice giants (Uranus and Neptune). For plausible water abundances(3-5 times solar on Jupiter/Saturn and 30 times solar on Uranus/Neptune), oursimulations produce about 20 zonal jets for Jupiter and Saturn and 3 zonal jetson Uranus and Neptune. Moreover, these Jupiter/Saturn cases produce equatorialsuperrotation whereas the Uranus/Neptune cases produce equatorial subrotation,consistent with the observed equatorial jet direction on these planets. Sensitiv-ity tests show that the water abundance is the controlling factor; modest waterabundances favor equatorial superrotation, whereas large water abundances favorequatorial subrotation. This provides a possible mechanism for the existence ofequatorial superrotation on Jupiter and Saturn and the lack of superrotation onUranus and Neptune.

Thesis (Ph.D.)--Electrical and Computer Engineering, Georgia Institute of Technology, 2008. / Committee Chair: Dr. Paul G. Steffes; Committee Member: Dr. Gregory D. Durgin; Committee Member: Dr. Robert D. Braun; Committee Member: Dr. Thomas K. Gaylord; Committee Member: Dr. Waymond R. Scott

L'année 2015 s'est réalisée être un moment favorable pour les observations des phénomènes mutuels des satellites galiléens de Jupiter. Les phénomènes mutuels se produisent lorsque la Terre et le Soleil passent par le plan commun des orbites des satellites, cette configuration ayant lieu tous les six ans. Au cours de cette campagne, 236 phénomènes ont été observés et nous avons reçu plus de 600 courbes de lumière. Nous avons développé une méthode de réduction astrométrique de ces courbes à partir d'un modèle existant. Lors de la réduction des courbes de lumière, nous avons utilisé le modèle de réflectance et d'émittance de Hapke. Pour améliorer la méthode de réduction, nous avons mené une campagne d'observation pour déterminer de nouveaux paramètres photométriques des satellites galiléens. Ce travail est fondamental pour mettre à niveau les dernières données photométriques sur les satellites galiléens. Il est à noter que la photométrie au sol de ces satellites n'a jamais été effectuée dans le méthane ou même dans toutes les différentes bandes RVB. Une fois les données astrométriques extraites des courbes de lumière, nous les avons utilisées pour ajuster le modèle dynamique de V. Lainey et produire de nouvelles éphémérides. Nous montrons dans ce travail l'amélioration que les observations de phénomènes mutuels peuvent permettre pour les modèles dynamiques satellitaires. / The year 2015 was a favorable opportunity for the mutual event observations of the galilean satellites of Jupiter. Mutual events occur when the Earth and the Sun cross the common plane of their orbits. This configuration happens every six years when the apparent Jovian declinations of Earth and Sun become zero.During this campaign, we observed 236 events, and we received more than 600 light curves. We developed an astrometric reduction of these light curves based on an existing model. To reduce the light curves, we used Hapke’s model of reflectance and emittance.To improve the reduction method, we led an observational campaign to record photometric data of the galilean moons. This work was fundamental to upgrade the last photometric data on the galilean satellites. Ground based photometry of these moons had never been done in the methane band or in RGB bands.The astrometric data extracted from the light curves were used by V. Lainey to fit his dynamical model of the galilean satellites and build new ephemerides. Comparisons between ephemerides were made in order to evaluate the impact of the mutual event observations on the determination of the dynamical parameters.

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京都大学 / 0048 / 新制・課程博士 / 博士(理学) / 甲第19504号 / 理博第4164号 / 新制||理||1598(附属図書館) / 32540 / 京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻 / (主査)教授 田口 聡, 教授 家森 俊彦, 教授 余田 成男 / 学位規則第4条第1項該当 / Doctor of Science / Kyoto University / DGAM

When the solar wind encounters a planet’s magnetic field, they interact and the different plasma and magnetic field behaviours divides the magnetosphere into different regions. Two important region boundaries to the outer magnetosphere, called the magnetosheath, are the bow shock and magnetopause. A good deal of knowledge about the planet’s magnetic field can be obtained by studing these boundaries. Moreover, the strength of Jupiter’s magnetic field makes its magnetosheath boundaries an interesting case study. The aim of this study was to compile data covering the crossings of the Jovian bow shock and magnetopause from NASA’s Juno probe and use this data to investigate their shape and location. In doing so, we hoped to be able to assess the validity of previous models and the stability of Jupiter’s magnetic field over time. Both a parabolic curve model and a location distribution function were created as part of this objective. The distribution of boundary crossings prevented fine details in the shape and location of the bow shock and magnetopause from being determined. By analysing the density of occurring boundary crossings it was found that the bow shock and magnetopause are generally positioned closer to Jupiter than determined by previous studies. / Nar solvinden färdas nära en planet växelverkar de. Detta ger upphov till magnetosfären som består av olika områden med varierande plasmabeteenden. Två viktiga gränser till magnetosfärens yttre del, kallad magnetosheath, är bogchocken och magnetopausen. De är intressanta då man vid undersökning kan lära sig mycket om planets magnetfält överlag. Dessutom utgör gränserna av Jupiters magnetosheath en intressant fallstudie på grund av planetens starka magnetfält. Målet med denna studie var att sammanställa data över korsningar av Jupiters bogchock och magnetopause av NASA:s rymdsond Juno for att undersöka deras form och position. Med detta hoppades vi på att kunna bedöma validiteten hos tidigare modeller och bedöma stabiliteten av Jupiters magnetfält över tid. Både en parabolisk modellkurva och en fördelningsfunktion över gränsernas position skapades som en del av detta mål. Fördelningen av gränskorsningar förhindrade bestämmandet av mindre detaljer av form och position hos bogchocken och magnetopausen. Genom att analysera tätheten av förekommande korsningar upptäcktes det att bogchocken och magnetopausen befinner sig i allmänhet närmare Jupiter än vad som bestämts i tidigare studier / Kandidatexjobb i elektroteknik 2022, KTH, Stockholm

Following previous studies, a theoretical model for the induced magnetic field by Europa, one of Jupiter's icy moons, is presented. The aim of the model is to find evidence for the existence of a sub-surface ocean on the moon. Moreover, the accuracy of the theoretical model is evaluated using data from the Galileo space probe and a discussion of improvements, with the upcoming mission JUICE in mind, is given. The magnetic field from Jupiter is modeled using a dipole field and the moon is assumed to have the properties of a perfect homogeneous conductive layer (i.e a superconductor with no resistance). Europa is assumed to possess an electrically conductive subsurface ocean with conductivity $\sigma$. As the moon orbits Jupiter, the moon will experience a time-varying magnetic field since the magnetic dipole axis is tilted with an angle with respect to the rotation axis of the planet. The fact that the moon experiences a time-varying magnetic field will cause an inductive response inside the moon if a conductive material is present.  However, since this set-up reflects the ideal case, a discussion of constraints and improvements is submitted as a compliment. This thesis shows that the ocean model for Europa is supported, but further evidence is needed to fully understand the structure of the moon. The model shows a clear induction in almost all Galileo-flybys investigated, especially flyby E4 and E14. Thereby, it can be argued that the model gives a representative picture of the true induced magnetic field, with room for improvement.  In conclusion, further data is needed to fully reveal the structure of the moon, a fact that lays the foundation for the coming JUICE mission. JUICE will study both the magnetic and the electric field of Jupiter, and analyze the inner structures of the Galilean moons with higher precision than ever