Présentation

Crédits photo : Sylvain CNUDDE/LESIA/Observatoire de Paris

Léa Griton est docteure en astrophysique, chercheuse spécialisée en physique des plasmas dans le Système solaire. Scientifique associée à la mission BepiColombo, elle travaille sur la magnétosphère de Mercure. Elle est également co-porteuse d’un projet de partage de la culture scientifique en Guyane, Planètes en Guyane et co-autrice d’un jeu de plateau destiné à présenter la mission BepiColombo au grand public : Le Jeu BepiColombo. Ses autres domaines de recherche concernent la magnétosphère d’Uranus, mais aussi le vent solaire, en lien avec la mission Parker Solar Probe.

Sur internet : 

https://www.linkedin.com/in/lea-griton/

https://expertesfrancophones.org/expertes/70513-l%C3%A9a-griton


Publications scientifiques/Research papers

(mise à jour le 21 novembre 2018)

Manuscrit de thèse déposé sur HAL (link to PhD manuscript) :

HAL Id : tel-01906490, version 1, lien : https://hal.archives-ouvertes.fr/tel-01906490

Liste des publications dans les revues à comité de lecture (English abstracts can be found on ADS):

  • Article03 : L. Griton, F. Pantellini, Z. Meliani, 3D magnetohydrodynamic simulations of the solar wind interaction with a hyper-fast rotating Uranus, Journal of Geophysical Research – Space Physics, 2018, doi: 10.1029/2018JA025331

Nous présentons des simulations magnétohydrodynamiques d’une magnétosphère planétaire à rotation rapide rappelant la planète Uranus au solstice, c’est-à-dire dont l’axe de rotation est dirigé vers le Soleil. Nous imposons une rotation 10 fois plus rapide que pour Uranus, afin de souligner les effets de la rotation sur la queue magnétosphérique sans recourir à un domaine de simulation excessivement grand, tout en maintenant les aspects qualitatifs d’un vent solaire magnétisé supersonique en interaction avec une magnétosphère à rotation rapide. Nous constatons qu’une structure alfvénique complexe, de forme hélicoïdale, se propage en aval à une vitesse supérieure à la vitesse du plasma dans la magnétogaine. De même, les régions de reconnexion, qui assurent la médiation de l’interaction du champ magnétique planétaire et du champ magnétique interplanétaire, forment également une structure hélicoïdale ayant la même vitesse en aval mais un pas 2 fois plus grand. Nous supposons que le champ magnétique de la structure hélicoïdale connectée au champ magnétique interplanétaire réduit asymptotiquement la vitesse de phase de la structure hélicoïdale vers la vitesse du plasma dans la queue magnétosphérique dans la magnétogaine. Pour nos simulations, nous utilisons le code MPI-AMRVAC, que nous avons amélioré avec un champ magnétique de référence dépendant du temps dans le traitement numérique du champ magnétique.

  • Article02 : F.  Pantellini & L. Griton, Identification of standing fronts in steady state fluid flows: exact and approximate solutions for propagating MHD modes, Astrophysics and Space Science, 2016, doi : 10.1007/s10509-016-2921-y

Nous montrons que des fronts de compression en mode lent se forment en amont de la magnétopause du jour dans les simulations MHD de la magnétosphère de Mercure. Les fronts de compression les plus forts sont situés en amont de la magnétopause avec un fort cisaillement magnétique. Les fronts de compression sont traversés par des lignes de champ magnétique reliant le champ magnétique interplanétaire et le champ intrinsèque de la planète. Leur rôle est de courber le champ magnétique dans la gaine magnétique jusqu’à la magnétopause. Outre ces fronts de compression, déjà observés dans l’espace et discutés théoriquement par divers auteurs pour le cas de la Terre, nous observons la formation d’une onde de raréfaction permanente de mode lent se développant dans l’espace sur une fraction substantielle de la distance entre le choc en amont  et la magnétopause. La région source de mode lent pour les ondes de raréfaction est située dans la magnétogaine, près du nez du choc. Cependant, les ondes de raréfaction stationnaires générées se forment même à de grandes distances de la région source, le long des flancs de la magnétosphère. Ils affinent le drapage de la ligne de champ magnétique et le flux de plasma autour de la magnétopause. Dans le cadre de la MHD idéale, les magnétosphères de Mercure, de la Terre et des planètes géantes se ressemblent étroitement. Nous nous attendons donc à ce que les structures de mode lent mentionnées ne soient pas spécifiques à Mercure.

  • Article01 :  F.  Pantellini, L. Griton,  J. Varela, Rarefaction and compressional standing slow mode structures in Mercury’s magnetosheath: 3D MHD simulations, Planetary and Space Science, 2015,  doi :10.1016/j.pss.2015.04.007

La structure spatiale d’un flux de plasma en régime permanent est formée par les modes stationnaires dont la vitesse de phase locale est exactement opposée à la vitesse d’écoulement. La procédure générale de recherche des vecteurs d’onde de tous les modes MHD permanents possibles en un point donné d’un flux stationnaire nécessite la résolution numérique d’une équation algébrique. Nous présentons la procédure graphique (déjà mentionnée par certains auteurs dans les années 1960) ainsi que la solution exacte pour le mode Alfvén et des solutions analytiques approximatives pour les modes rapide et lent. Cette technique peut être utilisée pour identifier les modes MHD dans les plasmas spatiaux et de laboratoire, ainsi que dans les simulations numériques.


Planètes en Guyane

Le projet Planètes en Guyane a pour objectif de diffuser la culture spatiale en Guyane à l’occasion du lancement de la mission BepiColombo vers la planète Mercure.

La mission BepiColombo

Composée de deux sondes spatiales, l’une européenne (ESA) et l’autre japonaise (JAXA), cette mission doit partir explorer Mercure, la planète la plus proche du Soleil, relevant au passage un grand nombre de défis techniques.
Les instruments embarqués à bord de BepiColombo permettront de répondre à quelques unes des questions fondamentales des scientifiques : test de la relativité générale, histoire du système solaire, origine du champ magnétique,
magnétosphère et interaction avec le vent solaire, etc.

Une belle aventure scientifique et humaine, dont vous devriez entendre beaucoup parler à partir de cet automne puisque le lancement doit avoir lieu entre octobre et novembre 2018.

Pourquoi la Guyane ?

Le lancement est prévu à Kourou en Guyane, dans un territoire où les astronomes et ingénieurs français et européens ont rarement l’occasion d’aller transmettre la culture scientifique et technique, pourtant liée aux missions lancées depuis le centre spatial guyanais. Nous voulons rapprocher le public local avec le secteur du spatial et de la recherche scientifique.

Le projet consiste à visiter les écoles de Guyane pendant la période du lancement, puis de partir en tournée dans plusieurs villes de Guyane. Nous sollicitons un maximum de collègues présents à Kourou au moment du lancement pour qu’ils donnent des conférences dans les écoles et dans les espaces publics. Les visites se feront par binômes, avec au moins une  personne parlant français (et idéalement un couple femme/homme, jeune/senior ou scientifique/ingénieur) pour promouvoir les sciences et l’astronomie auprès des jeunes, leur présenter les différents parcours
d’études et les métiers du spatial, tout en promouvant la collaboration internationale.

Qui ?

6 personnes de métropole, dont Alain Doressoundiram, astronome à l’Observatoire de Paris, et moi, mais aussi des chercheurs et chercheuses, ingénieur-e-s, technicien-ne-s, étudiant-e-s en astrophysique, tous bénévoles et passionnés par la médiation scientifique et la transmission des  connaissances scientifiques.

Nos objectifs

• Partager la culture scientifique avec le grand public
• Faire découvrir les métiers du spatial
• Promouvoir les parcours scientifiques auprès des filles pour lutter contre la sous-représentation des femmes dans ce secteur

Je cite cet article sur Twitter !Click to Tweet

Pantellini, Griton & Varella 2015

Rarefaction and compressional standing slow mode structures in Mercury’s magnetosheath: 3D MHD simulations

Authors: Pantellini, Filippo; Griton, Léa; Varela, Jacobo
Publication: Planetary and Space Science, Volume 112, p. 1-9. (P&SS Homepage)

Keywords: MHD simulations, Mercury, Magnetosphere, Slow mode waves
Abstract Copyright: (c) 2015 Elsevier Ltd
DOI: 10.1016/j.pss.2015.04.007

Abstract
We show that slow mode compressional fronts form upstream of the day side magnetopause in MHD simulations of Mercury’s magnetosphere. The strongest compressional fronts are located upstream of the magnetopause with strong magnetic shear. Compressional fronts are crossed by magnetic field lines connecting the interplanetary magnetic field and the planet’s intrinsic field, their role is to bend the magnetic field in the magnetosheath towards the magnetopause. Besides these compressional fronts, already observed in space and theoretically discussed by various authors for the case of the Earth, we observe the formation of a slow mode standing rarefaction wave spatially growing over a substantial fraction of the distance between the bow shock and the magnetopause. The slow mode source region for the rarefaction waves is located in the magnetosheath, near the bow shock’s nose. The generated standing rarefaction waves, however, form even at large distances from the source region along the magnetospheric flanks. They fine-tune the magnetic field line draping and plasma flow around the magnetopause. In ideal MHD the magnetospheres of Mercury, the Earth and the giant planets do closely resemble each other, we therefore expect the mentioned slow mode structures not to be specific to Mercury.

See the paper for the legend of this figure.  (c) 2015 Elsevier Ltd


EGU 2016

Identification of standing MHD modes in MHD simulations of planetary magnetospheres. Application to Mercury.

Authors: Griton, Léa; Pantellini, Filippo; Moncuquet, Michel
Affiliation: AA(Observatoire de Paris-CNRS, LESIA, Meudon, France), AB(Observatoire de Paris-CNRS, LESIA, Meudon, France), AC(Observatoire de Paris-CNRS, LESIA, Meudon, France)
Publication: EGU General Assembly 2016, held 17-22 April, 2016 in Vienna Austria, id. EPSC2016-14858

Abstract
We present 3D simulations of the interaction of the solar wind with Mercury’s magnetosphere using the magnetohydrodynamic code AMRVAC. A procedure for the identification of standing MHD modes has been applied to these simulations showing that large scale standing slow mode structures may exist in Mercury’s magnetosheath. The identification is mostly based on relatively simple approximate analytical solutions to the old problem of determining the family of all standing linear plane MHD waves in a flowing plasma. The question of the identification of standing slow mode structures using in situ measurements such as the future BepiColombo MMO mission to Mercury will be discussed as well.


MOP 2017

Magnetohydrodynamics (MHD) simulations of the interaction of the solar wind with Saturn and Uranus

Authors: Léa Griton, Filippo Pantellini, Michel Moncuquet
(poster)

Publication: Magnetospheres of Outer Planets (MOP) conference in Uppsala, Sweden – 12 – 16 June 2017

Abstract

We present 3D magnetohydrodynamics (MHD) simulations (on a spherical grid) of the interaction of the solar wind with a fast rotating magnetized planet, with arbitrary orientation of magnetic and spin axis. The large-scale flow in fast-rotating planets’ magnetosphere – which is the case of the four outermost planets – results from both the solar wind interaction and the planetary rotation and is described here for different orientations of the interplanetary magnetic field. We present in particular the effects of the fast rotation of the planet on the configuration of the planet-connected magnetic field lines and on the flow dynamics. We run the MPI-AMRVAC code, adapted for this kind of interaction, to the magnetosphere of Saturn and possibly to the case of Uranus.

 

Crédits photo : MOP 2017


EGU 2017

MHD simulations of fast-rotating planetary magnetospheres

 

Authors: Griton, Léa; Pantellini, Filippo
Affiliation: AA(LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité lea.griton@obspm.fr), AB(LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité lea.griton@obspm.fr)

Publication: 19th EGU General Assembly, EGU2017, proceedings from the conference held 23-28 April, 2017 in Vienna, Austria., p.7481

Abstract

We present 3D magnetohydrodynamics (MHD) simulations of the interaction of a supersonic plasma (e.g. the solar wind) with a fast-rotating magnetized spherical body (e.g. the magnetosphere of a giant planet of the Solar System). For given solar wind conditions, the structure of the magnetosphere strongly depends on the orientation of the magnetic axis and the planet spin axis, but also on the ratio of the time required for an Alfvén wave to reach the magnetopause from the planet and the planet rotation period. The effects on the Dungey and Vasyliunas cycles will be discussed.


EPSC 2017

MHD simulations of the interaction of the solar wind with a fast-rotating planet (e.g. Saturn or Uranus)

Authors: Griton, L.; Pantellini, F.
Affiliation: AA(CNRS – Observatoire de Paris, Meudon, France), AB(CNRS – Observatoire de Paris, Meudon, France)
Publication: European Planetary Science Congress 2017, held 17-22 September, 2017 in Riga Latvia, id. EPSC2017-792

Abstract
We present 3D magnetohydrodynamics (MHD) simulations (on a spherical grid) of the interaction of the solar wind with a fast rotating magnetized planet, with arbitrary orientation of magnetic and spin axis. The large-scale flow in fast-rotating magnetospheres (e.g. the giant planets of the solar system) is described here for different orientations of the interplanetary magnetic field. We present in particular the effects of rotation on the configuration of the planet-connected magnetic field lines and on the flow pattern. We adapted the MPI-AMRVAC code to allow for any possible orientation of spin and magnetic axis using a background/residual decomposition of the magnetic field. The Saturn-like case is briefly discussed.

 


AGU Fall Meeting 2017

MHD simulations of the interaction of the Solar Wind with fast-rotating planetary magnetospheres using a time-dependant background/residual decomposition of the magnetic field

Authors : Griton, L. S. ; Pantellini, F. G. E. ; Moncuquet, M.

Affiliation :  AA(LESIA, CNRS, Observatoire de Paris, Meudon, France lea.griton@obspm.fr), AB(LESIA, CNRS, Observatoire de Paris, Meudon, France filippo.pantellini@obspm.fr), AC(LESIA, CNRS, Observatoire de Paris, Meudon, France Michel.Moncuquet@obspm.fr)

Publication: American Geophysical Union, Fall Meeting 2017, abstract #SM33C-2676

Abstract: We present 3D magnetohydrodynamic (MHD) simulations (on a spherical grid) of the interaction of the solar wind with a fast rotating magnetized planet. We adapted the MPI-AMRVAC code to allow for any possible orientation of spin and magnetic axis using a time-dependant background/residual decomposition of the planetar

y magnetic field. The large-scale flow in fast-rotating magnetospheres (e.g. the giant planets of the solar system) is described here for different orientations of the interplanetary magnetic field (IMF). We present in particular the effects of rotation on the configuration of the planet-connected magnetic field lines and on the flow pattern. The Saturn-like case (no tilt between the spin axis and the magnetic axis) is discussed for northward, southward, eastward and westward (Parker-spiral) IMF, along with Jupiter- and Uranus-like magnetospheres (regarding the respective configurations of the spin axis, magnetic axis, and the direction of the solar wind).

 

 


Pantellini & Griton, 2016

Identification of standing fronts in steady state fluid flows: exact and approximate solutions for propagating MHD modes

Authors: F. Pantellini and L. Griton

DOI: 10.1007/s10509-016-2921-y

Journal: Astrophysics and Space Science, Volume 361, Issue 10, article id.335, 11 pp.

Abstract:

The spatial structure of a steady state plasma flow is shaped by the standing modes with local phase velocity exactly opposite to the flow velocity. The general procedure of finding the wave vectors of all possible standing MHD modes in any given point of a stationary flow requires numerically solving an algebraic equation. We present the graphical procedure (already mentioned by some authors in the 1960’s) along with the exact solution for the Alfvén mode and approximate analytic solutions for both fast and slow modes. The technique can be used to identify MHD modes in space and laboratory plasmas as well as in numerical simulations.

See the paper for the figure’s legend.