Tout au long de la mission Rosetta, des électrons froids (<1eV) ont été mesurés dans la coma de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Les électrons cométaires sont produits à ∼10eV par photoionisation ou par collisions d'ionisation par impact électronique. La population d'électrons froids est formée en refroidissant la population chaude par des collisions inélastiques entre électrons et neutres. En supposant une sortie radiale d'électrons, les électrons entrent en collision avec la coma de gaz neutre située sous l'exobase électronique, qui ne s'est formée au-dessus de la surface de la comète que dans des conditions de dégazage élevé proches du périhélie (Q > 3 × 1027s−1). Cependant, la population froide a été identifiée à faible dégazage (Q < 1026s−1), alors que le coma interne ne devait pas être collisionnel. Nous examinons le refroidissement des électrons sur une comète à faible dégazage, en utilisant un modèle collisionnel 3D d'électrons sur une comète. Les trajets des électrons sont prolongés par piégeage dans un champ électrique ambipolaire et par giration autour des lignes de champ magnétique. Cela augmente la probabilité que les électrons subissent des collisions inélastiques avec la coma et deviennent froids. Nous démontrons qu’une population d’électrons froids peut se former et se maintenir dans des conditions de faible dégazage (Q = 1026s−1), une fois la dynamique électronique 3D prise en compte. Les électrons froids sont produits dans la coma interne par des collisions électron-neutre et transportés vers l’arrière par un E × B dérive Nous quantifions l’efficacité du piégeage dans le refroidissement des électrons, avec des trajectoires généralement 100 fois plus longues que prévu en raison d’un écoulement radial balistique. Sur la base de simulations collisionnelles, nous définissons une estimation pour une région où une population d’électrons froids peut se former, délimitée par une exobase de refroidissement électronique. Cette estimation concorde bien avec les mesures d’électrons froids du Rosetta Plasma Consortium.
© L’auteur(s) 2024. Publié par Oxford University Press au nom de la Royal Astronomical Society.
2024-03-09 04:12:46
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