Les éphémérides issues d'intégrations numériques qui peuvent être facilement téléchargées des sites de l'IMCCE ou du JPL, ont une très bonne précision pour les observations récentes. En même temps, un autre type d'éphémérides, celles analytiques comme TASS, décrivent en détail le système dynamique par une représentation en combinaison de fréquences propres. Notre but est d'associer ces deux types d'éphémérides pour l'utiliser dans les études de la rotation des satellites naturelles. Cela signifie qu'il faut reconstruire des éphémérides à long terme et de haute précision montrant les caractéristiques du système comme les fréquences propres à partir des intégrations numériques. La principale difficulté est d'éviter l'intervalle de temps limité des éphémérides numériques. Dans notre travail, nous partons de la représentation des éléments d'orbite de Titan sur 10 000 ans issues de TASS comme exemple et comme standard. Nous expérimentons comment obtenir les fréquences propres sur 1000 ans d'éphémérides de TASS, et comment obtenir la représentation analytique de la longitude moyenne de Titan sur cet intervalle limité. A cause de cette durée de 1000 ans, au lieu de l'analyse en fréquence, nous utilisons la méthode des moindres carrées, en particulier pour les termes à longue période. L'efficacité et l’exactitude de l'ensemble de la méthode sont vérifiées en comparant les représentations de la longitude moyenne de Titan issue de TASS par la méthode des moindres carrées et par la représentation standard de TASS sur 10 000 ans. Finalement et c'est ce qui importe, nous obtenons une représentation du mouvement de Titan pour les 1000 ans d'éphémérides du JPL. Il existe une différence de 60 km dans l'amplitude du terme principal entre les représentations du JPL et de TASS. Cette différence est considérée comme issue du système. L'intervalle de temps limité des éphémérides influence les fréquences propres et induit des erreurs dans les termes à longues périodes comme contenant la longitude du nœud de Titan. Pour toutes les autres composantes ou presque, leurs amplitudes et phases sont similaires à celles de TASS. L'erreur de représentation est inférieure à 100 km sur 1000 ans et la déviation standard est de 26 km environ. / The numerical integration ephemeris, which are convenient to download from online service of IMCCE, or Horizons of JPL have very good precision based on recent observations. Meanwhile, another kind, the analytical ephemeris like TASS, describes in detail the dynamical system by combination representation of proper frequencies. We plan to make a connection between those two different type ephemeris, that it ’s benefited us to study the rotation of natural satellites with its high precision ephemeris, those instantaneous positions, velocity, and those system characteristics like proper frequencies. The main difficulty is to avoid the shortcoming of the limited interval of observation ephemeris.In our work, we take the combination representation of Titan with 10,000 years TASS ephemeris as an example and standard. Then, we experiment to obtain both the analytical representation of the mean longitude of Titan and the proper frequencies involved in it with 1,000 years TASS ephemeris by analysis frequency. Due to limited timespan, we extend the method with a least square method, especially for the long period terms. We verify the effectiveness and exactness of the whole method in rebuilt the combination representation.Finally and most important, we get the combination representation of Titan with 1000 years JPL ephemeris. Between the solution of JPL and the representation of TASS, there exists a 60 km difference in the amplitude of the major component, that is considered as a system difference. The limited interval ephemeris makes the influence of the proper frequency, which brings the error into the long period term like the one from the node of Titan. For nearly all other components, those amplitudes and phases are similar with the relative terms of TASS. The error of our representation is less than 100 kilometres over 1,000 years and the standard deviation is about 26 kilometres.

Here I study the “plasma interactions with icy bodies in the solar system”, that is, my quest to understand the fundamental processes that govern such interactions. By using numerical modelling combined with in situ observations, one can infer the internal structure of icy bodies and their plasma environments. After a broad overview of the laws governing space plasmas a more detailed part follows. This contains the method on how to model the interaction between space plasmas and icy bodies. Numerical modelling of space plasmas is applied to the icy bodies Callisto (a satellite of Jupiter), the dwarf planet Ceres (located in the asteroid main belt) and the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. The time-varying magnetic field of Jupiter induces currents inside the electrically conducting moon Callisto. These create magnetic field perturbations thought to be related to conducting subsurface oceans. The flow of plasma in the vicinity of Callisto is greatly affected by these magnetic field perturbations. By using a hybrid plasma solver, the interaction has been modelled when including magnetic induction and agrees well with magnetometer data from flybys (C3 and C9) made by the Galileo spacecraft. The magnetic field configuration allows an inflow of ions onto Callisto’s surface in the central wake. Plasma that hits the surface knocks away matter (sputtering) and creates Callisto’s tenuous atmosphere. A long term study of solar wind protons as seen by the Rosetta spacecraft was conducted as the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko approached the Sun. Here, extreme ultraviolet radiation from the Sun ionizes the neutral water of the comet’s coma. Newly produced water ions get picked up by the solar wind flow, and forces the solar wind protons to deflect due to conservation of momentum. This effect of mass-loading increases steadily as the comet draws closer to the Sun. The solar wind is deflected, but does not lose much energy. Hybrid modelling of the solar wind interaction with the coma agrees with the observations; the force acting to deflect the bulk of the solar wind plasma is greater than the force acting to slow it down. Ceres can have high outgassing of water vapour, according to observations by the Herschel Space Observatory in 2012 and 2013. There, two regions were identified as sources of water vapour. As Ceres rotates, so will the source regions. The plasma interaction close to Ceres depends greatly on the source location of water vapour, whereas far from Ceres it does not. On a global scale, Ceres has a comet-like interaction with the solar wind, where the solar wind is perturbed far downstream of Ceres. / Här studerar jag “plasmaväxelverkan med isiga kroppar i solsystemet”, det vill säga, min strävan är att förstå de grundläggande processerna som styr sådana interaktioner. Genom att använda numerisk modellering i kombination med observationer på plats vid himlakropparna kan man förstå sig på deras interna strukturer och rymdmiljöer. Efter en bred översikt över de fysiska lagar som styr ett rymdplasma följer en mer detaljerad del. Denna innehåller metoder för hur man kan modellera växelverkan mellan rymdplasma och isiga kroppar. Numerisk modellering av rymdplasma appliceras på de isiga himlakropparna Callisto (en måne kring Jupiter), dvärgplaneten Ceres (lokaliserad i asteroidbältet mellan Mars och Jupiter) och kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko. Det tidsvarierande magnetiska fältet kring Jupiter inducerar strömmar inuti den elektriskt ledande månen Callisto. Dessa strömmar skapar magnetfältsstörningar som tros vara relaterade till ett elektriskt ledande hav under Callistos yta. Plasmaflödet i närheten av Callisto påverkas i hög grad av dessa magnetfältsstörningar. Genom att använda en hybrid-plasma-lösare har växelverkan modellerats, där effekten av magnetisk induktion har inkluderats. Resultaten stämmer väl överens med magnetfältsdata från förbiflygningarna av Callisto (C3 och C9) som gjordes av den obemannade rymdfarkosten Galileo i dess bana kring Jupiter. Den magnetiska konfigurationen som uppstår möjliggör ett inflöde av laddade joner på Callistos baksida. Plasma som träffar ytan slår bort materia och skapar Callistos tunna atmosfär. En långtidsstudie av solvindsprotoner sett från rymdfarkosten Rosetta utfördes då kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko närmade sig solen. Ultraviolett strålning från solen joniserar det neutrala vattnet i kometens koma (kometens atmosfär). Nyligt joniserade vattenmolekyler plockas upp av solvindsflödet och tvingar solvindsprotonernas banor att böjas av, så att rörelsemängden bevaras. Denna effekt ökar stadigt då kometen närmar sig solen. Solvinden böjs av kraftigt, men förlorar inte mycket energi. Hybridmodellering av solvindens växelverkan bekräftar att kraften som verkar på solvinden till störst del får den att böjas av, medan kraften som verkar till att sänka dess fart är mycket lägre. Ceres har enligt observationer av rymdteleskopet Herschel under 2012 och 2013 haft högt utflöde av vattenånga från dess yta. Där har två regioner identifierats som källor för vattenångan. Eftersom Ceres roterar kommer källornas regioner göra det också. Plasmaväxelverkan i närheten av Ceres beror i hög grad på vattenångskällans placeringen, medan det inte gör det långt ifrån Ceres. På global nivå har Ceres en kometliknande växelverkan med solvinden, där störningar i solvinden propagerar långt nedströms från Ceres.