Ganymède, une lune de Jupiter, est le plus grand et le plus massif des satellites de notre système solaire. Cet objet a été observé depuis la Terre, notamment grâce au télescope Hubble (HST), et in situ par la sonde Galileo. Grâce à ces observations, une atmosphère très ténue, ou exosphère,principalement composée d'hydrogène, d'oxygène et d'oxygène moléculaire, a été détectée au voisinage de Ganymède. Ganymède est l'unique lune du système solaire possédant son propre champ magnétique intrinsèque, qui, en interagissant avec le plasma magnétosphérique jovien, génère unemini-magnétosphère. Cette magnétosphère est imbriquée dans celle de Jupiter. C'est le seul cas connu d'interaction entre deux magnétosphères. Galileo est l'une des seules sondes spatiales ayant investigué l'environnement complexe de Ganymède. La prochaine mission spatiale qui étudiera ce satellite estune mission européenne de l'ESA : JUICE (JUpiter ICy moon Exploration). Dans le cadre de cette mission, et dans un but de mieux connaître ce satellite, mon travail de thèse a consisté à modéliser l'environnement global neutre et ionisé de Ganymède.La première partie de mon travail de thèse a été consacrée à l'étude de l'exosphère de Ganymède à l'aide d'un modèle 3D Monte-Carlo. J'ai parallélisé ce modèle afin d'améliorer ses performances et d'enrichir la physique décrite par le modèle. Les résultats sont comparés à ceux d'autres modèles, ainsi que les observations effectuées par le HST et Galileo. L'environnement ionisé, en particulier la magnétosphère de Ganymède, a été ensuite étudié à l'aide d'un modèle hybride parallèle 3D, notamment en se plaçant dans les conditions d'observations de Ganymède par Galileo. Les résultats sont globalement cohérents avec les observations, et concordent avec ceux d'autres modèles, maismontrent néanmoins une nécessité d'améliorer significativement la résolution spatiale du modèle. De ce fait, une partie significative de mon travail de thèse a été dédiée au développement et à l'implémentation d'une approche multi-grilles au sein du modèle hybride, pour améliorer la résolution spatiale d'un facteur 2 dans le voisinage proche du satellite. Enfin, les résultats obtenus avec ce modèle optimisé sont confrontés aux observations de Galileo. / Jupiter’s moon Ganymede is the biggest and most massive satellite of our solar system. Thisobject has been observed from the Earth, with the Hubble Space Telescope (HST), and through in situ measurements by Galileo spacecraft. Thanks to these observations, a very tenuous atmosphere, or exosphere, has been detected at Ganymede. It is mainly composed of atomic hydrogen, atomic oxygen, and molecular oxygen. Ganymede is the only moon of the solar system to have its own intrinsic magnetic field, which generates a minimagnetosphere interacting with the magnetospheric jovian plasma. This magnetosphere is embedded in the jovian magnetosphere. It is the only known case of interaction between two magnetospheres. Galileo is the only mission that has investigated the complex ionized environment of Ganymede. The next space mission dedicated to investigate the Jovian magnetosphere and its galilean satellite is an European mission from ESA : JUICE (Jupiter ICy moons Explorer). In the frame of this mission, and to prepare future observations at Ganymede, my thesis work has consisted in modeling the global neutral and ionized environment of Ganymede. The first part of my thesis work has been dedicated to the study of Ganymede’s exosphere with a 3D Monte-Carlo model. I have parallelized this model to improve its performance and to enrich the physics described by the model. Results have been compared to those of other models, and to HST and Galileo observations. The ionized environment, in particular the magnetosphere of Ganymede, has then been studied with a 3D parallel hybrid model,considering the observation conditions of Galileo. Results are globally consistent with the observations and with other models, but show the necessity to significantly improve the spatial resolution. Therefore, a significant part of my work has been dedicated to the development of a multi-grid approach in the hybrid model, to divide by 2 the spatial resolution at the vicinity of Ganymede. Finally, results obtained with the optimized model are compared to Galileo observations.

This thesis provides a multi-pronged approach towards paving the way for future space and ground based exoplanet characterisation e↵orts as well as providing new analysis of the atmosphere of the exoplanet HD 179949 b. This is done, firstly, by outlining engineering trade studies conducted for the attitude and orbit control system (AOCS) and sun shield for the Exoplanet Characterisation Observatory (EChO) spacecraft (a proposed European Space Agency exoplanet space mission). These trade studies were conducted in collaboration with EADS Astrium. A cold gas system with the possibility of a hybrid system which would include the use of reaction wheels is recommend for the design of the AOCS. For the sun shield, a V-groove cone shield is concluded to provide the best thermal coverage while also providing stay light protection as well as being more mechanically symmetric than other options. Simulations are then conducted to determine the number of transiting planets future surveys should expect to find around stars within 50 parsecs of the sun. This is done by taking the known stars within 50 parsecs and adding a simulated planet population based on current models and observations to each star. Assumptions are made regarding observability of a planetary transit and a Monte Carlo simulation run to gain statistics on the number and type of planetary systems that can be expected to be found. The results of the simulation show a mean expected number of 27 detectable transiting planets within 50 parsecs. Next, using the Position and Proper Motion Extended-L (PPMXL) catalogue, optical and near-infrared colour cuts were used together with a reduced proper motion cut to find bright M dwarfs for future exoplanet transit studies. PPMXL’s low proper motion uncertainties allow this work to probe down to smaller proper motions than previous similar studies. Unique objects found with this method were combined with that of previous work to produce 8479 K < 9 M dwarfs. Low-resolution spectroscopy was obtained of a sample of the objects found using this selection method to gain statistics on their spectral type and physical properties. Results show a spectral-type range of K7-M4V. This catalogue is the most complete collection of K < 9 M dwarfs currently available and is made available here. High resolution spectroscopy and model spectra of planetary atmospheres is then used along with a spectral deconvolution technique to attempt to detect the Doppler shifted signal of the non-transiting planet HD 179949 b. The signal was not detected but new upper limits were set ruling out the presence of TiO down to a log10 ✏0 = -4.09 with 99.9 per cent confidence. Simulations conducted by this work imply a loss of sensitivity occurring possibly due to varying telluric interference or instrumental systematics.

Titan, le plus grand satellite de Saturne, possède une atmosphère dense, majoritairement composée d’azote (N_2) et de méthane (〖CH〗_4) et qui s’étend sur environ 1500 km d’altitude. L’interaction entre ces espèces et le rayonnement solaire ouvre la voie à des réactions de photodissociation et de photoionisation qui constituent le point de départ d’une croissance moléculaire très rapide et efficace dès les plus hautes couches de l’atmosphère. Cette croissance aboutie à la synthèse d’aérosols vers 1000 km d’altitude qui précipitent ensuite dans l’atmosphère.L’objectif de cette thèse est, de s’intéresser expérimentalement à l’interaction entre les espèces peuplant la haute atmosphère de Titan et le rayonnement solaire énergétique dans la gamme de l’UV sous vide (VUV), (longueur d’onde < 150 nm). Tout d’abord, nous avons étudié l’interaction avec les petites espèces chimiques neutres et majoritaires grâce à une nouvelle source VUV spécialement conçue pour cette thèse couplée au réacteur photochimique APSIS. Ce dispositif met en lumière la photochimie du système couplé azote-méthane, encore très mal connue.Ensuite, nous nous sommes penchés sur l’effet du VUV sur les aérosols formés dès les plus hautes couches, en photoionisant avec le rayonnement synchrotron de la ligne DESIRS des analogues de ces aérosols produits avec le dispositif PAMPRE. Cette méthode permet d’obtenir des informations sur leur photoionisation (seuil et section efficaces, spectres de photoélectrons) ainsi que sur leurs propriétés optiques. / Titan, Saturn's biggest satellite, possesses a dense atmosphere, mainly composed of nitrogen (N2) and methane (CH4), which goes up to 1500 km in altitude. The interaction between those chemical species and the solar light leads to some photodissociation and photoionization reactions that are the starting point of a fast and efficient molecular growth in the upper layers of the atmosphere. This growth ends with the synthesis of aerosols around an altitude of 1000 km that will then precipitate into the atmosphere.The aim of this thesis is to experimentally study the interaction between the species present in the upper atmosphere and the energetic solar radiations in the vacuum ultraviolet (VUV) range (wavelength below 150 nm). First, we looked at the interaction with the small, neutral and most abundant species thanks to a new VUV source specially designed for this thesis and coupled to photochemical reactor called APSIS. This new platform sheds some light on the photochemistry of a coupled nitrogen-methane system, which remains poorly understood.Then, we focused on the effects of the VUV light on the aerosols formed in the upper layers, by photoionizing, with synchrotron light from the DESIRS beamline, analogs of those aerosols produced on the PAMPRE platform. This method gives information about their photoionization (threshold and cross sections, photoelectron spectra) but also about their optical properties.

L'atmosphère de Saturne subit d'importantes variations saisonnières d'insolation, à cause de son obliquité, de son excentricité et de l'ombre de ses anneaux. Dans la stratosphère (de 20 hPa à 10-4 hPa), les échelles de temps photochimiques et radiatives sont du même ordre de grandeur que la période de révolution de Saturne (29,5 ans). On s'attend donc à mesurer des variations saisonnières et méridiennes significatives de la température et des espèces produites par la photochimie (en particulier C2H6, C2H2 et C3H8) dans cette région. Grâce à sa durée (2004-2017), la mission Cassini est l'occasion inédite de suivre l'évolution saisonnière de l'atmosphère de Saturne.Au cours de ma thèse, j'ai analysé des observations au limbe Cassini/CIRS car elles permettent de sonder à la fois la structure méridienne et verticale de la stratosphère de Saturne. Ainsi, j'ai mesuré les variations saisonnières de la température et des abondances de C2H6, C2H2 et C3H8. J'ai également contribué au développement d'un modèle radiatif-convectif et d'un GCM (Global Climate Model) de l'atmosphère de Saturne. Les prédictions de ces modèles sont comparées avec les températures mesurées avec CIRS, de façon à étudier les processus radiatifs et dynamiques qui contribuent à l'évolution saisonnière. Les simulations numériques réalisées avec ce GCM m'ont également permis d'étudier la propagation des ondes atmosphérique ainsi que les effets de l'ombre des anneaux sur l'atmosphère de Saturne. Par ailleurs, la comparaison entre les distributions de C2H6, C2H2 et C3H8 et des modèles photochimiques (Moses et Greathouse 2005, Hue et al. 2015) donne des indications sur le transport méridien. / Saturn's atmosphere undergoes important seasonal variations of insolation, due to its obliquity, its eccentricity and the shadow of its rings. In the stratosphere (from 20 hPa to 10-4 hPa), radiative and photochemical timescales are in the same order as Saturn's revolution period (29.5 ans). Hence, significative seasonal and meridional variations of temperature and photochemical by-products (especially C2H6, C2H2, and C3H8) are expected. Because of its duration (2004-2017), the Cassini mission is an unprecedented opportunity to monitor the seasonal evolution of Saturn's atmosphere. During my PhD, I analysed Cassini/CIRS limb observations as they probe the meridional and vertical structure of Saturn's stratosphere. Hence, I measured seasonal variations of temperature and abundances of C2H6, C2H2, and C3H8. I also contributed to the development of a radiative-convective model and a GCM (Global Climate Model) of Saturn's atmosphere. The predictions of these models are compared with the temperatures measured from CIRS observations, in order to study the radiative and dynamical processes which contribute to the seasonal evolution. Numerical simulations performed with the GCM also allowed me to study atmospheric waves propagation and the effects of rings shadowing in Saturn's atmosphere. Besides, comparison between C2H6, C2H2, and C3H8 distributions and photochemical models (Moses and Greathouse 2005, Hue et al., 2015) give insights on meridional transport.

Cette thèse a été développée dans le cadre d’une cotutelle entre la Pontificia Universidad Católica de Chile et l’Université Pierre et Marie Curie. Je décris les tests effectués sur deux kits d’occultation, chacun constitué d’une caméra rapide, d’un système de datation et d’un logiciel d’enregistrement. En plus, j’ai observé plusieurs occultations stellaires par des objet transneptuniens et des centaures, y compris celle qui a mené à la découverte des anneaux de Chariklo. J’utilise des occultations stellaires pour obtenir les paramètres physiques de trois objets. Pour 2007 UK126 , je déduis la densité la plus probable en analysant les ajustements elliptiques du limbe sur une occultation stellaire. Pour 2003 AZ84 , en analysant deux occultations stellaires, je limite la densité et l’orientation de l’objet. Pour le centaure Chariklo, j’adopte une approche statistique bayésienne pour analyser cinq occultations stellaires et je déduis une forme ellipsoïdale de demi-axes a=148 km, b=132 km et c=102 km, avec des irrégularités topographiques de ∼6 km, comparables à celles de satellites de Saturne de taille et densité similaires. L’albédo géométrique du Chariklo est de 3.7% et la réflectivité de l’anneau est de 4.9%. En fin, j’étudie les résonances de type Lindblad entre le moyen mouvement des particules de l’anneau et la rotation d’un corps irrégulier. L’excès de masse en provenance d’un corps sphérique exerce des moments forts sur un disque collisionnel, et repousse le matériau situé au niveau du rayon de la corotation jusqu’à la résonance la plus externe. Pour Chariklo, les courtes échelles de temps (< 10 5 ans) expliquent l’emplacement actuel de ses anneaux. / This thesis has been developed in a co-supervision between the Pontificia Universidad Católica de Chile and the Université Pierre et Marie Curie.First, I describe tests performed on two occultation kits, each consisting in a fast camera, a time registration system and an acquisition software. Additionally, observed several stellar occultations by TNOs and Centaurs, including the one that lead to the discovery of Chariklo's rings.Then, I study the physical characterization of three object with the analysis of stellar occultations. For 2007 UK126 I derive the more probable density analyzing elliptical fits to a multichord occultation. For the plutino 2003 AZ84, I constrain its density and orientation analyzing two stellar occultations. For the Centaur object Chariklo I adopt a Bayesian-MCMC approach to analyze five stellar occultations and derive a elliptical shape with a=148 km, b=132 km and c=102 km with topographic features of ~6 km, comparable to those of Saturnian icy satellites with similar size and density. The body geometric albedo is 3.7±0.1% and a its ring reflectivity 4.9±0.3%.Finally, I consider Lindblad resonances between the mean motions of ring particles and the rotation of an irregular body. Mass excess departing from a spherical body exert strong torques on a collisional disk that clear the material from the corotation radius up to the outermost resonance.For Chariklo, the very short clearing timescales (<105 years) explains the current location of its rings.

Vénus, bien que de taille et de masse très similaire à la Terre, se révèle en fait un monde infernaloù la température de surface atteint 700 K et la pression s’élève à 92 bars. De plus, l’atmosphèreest principalement composée de dioxyde de carbone (à plus de 90 %). Bien que le corps solide aitune période de rotation très lente et rétrograde, l’atmosphère est elle en superrotation avec unepériode de quatre jours environ au sommet des nuages, avec des vents zonaux pouvant atteindre100 m/s. Observée dans le visible, Vénus ne laisse pas voir sa surface, cachée sous d’épais nuagesd’acide sulfurique qui couvrent en permanence l’intégralité de la planète. Ces nuages jouent unrôle très important dans l’atmosphère vénusienne car ils sont fondamentaux dans le bilan radiatifde la planète de par leur opacité et leur albédo élevé mais aussi dans les cycles chimiques denombreuses espèces, notamment celui du soufre.Arrivée en orbite en avril 2006, la mission européenne Venus Express avait pour objectif d’étudieren détail l’atmosphère de la planète. Parmi ses instruments se trouvait le spectromètre SPICAVdont le canal infrarouge permettait de mesurer le degré de polarisation linéaire de la lumièrediffusée par les nuages. Cette thèse vise à l’exploitation de données acquises par SPICAV-IR quia fonctionné jusqu’à la fin de la mission Venus Express en 2014. Nous présentons la planète Vénuset plus particulièrement les propriétés des nuages qui l’entourent. Nous nous intéresseronsà la polarisation produite par la diffusion de la lumière dans les nuages avant d’expliquer commentSPICAV-IR la mesure. Nous présentons notre modèle de transfert de rayonnement prenanten compte la polarisation et nous analyserons les gloires observées par SPICAV-IR afin de caractériserles propriétés des nuages. Enfin, nous nous intéresserons à la variabilité spatiale des brumessituées au dessus des nuages. / Venus is quite similar to Earth in terms of mass and radius, but it appears to be a hellish planetwith surface temperature reaching 700 K and pressions up to 92 bars. The atmosphere is mostlycomposed of carbon dioxyde and despite a slow retrograde rotating solid body, the atmosphereis in superrotation with a period of about four days and zonal winds reaching 100 m/s at cloudtop level. In visible light, the surface is always hidden by thick decks of clouds mostly madeof sulfuric acid. These clouds are very important in venusian climate as they play a key role inthe radiative balance of the planet because of their opacity and their high albedo and also in thechemical cycles of sulfur especially.In orbit since 2006, the European space agency’s probe Venus Express had the objective tostudy the atmosphere and clouds of Venus. Amongst its instruments was the SPICAV spectrometerwhich infrared channel had the ability to measure the degree of linear polarisation fromthe light scattered by the clouds. This thesis aims to study these observations acquired by SPICAVIRuntil the end of the mission in 2014.We will introduce the planet Venus with a particular focuson the cloud layers. We will then cover the principles of the polarisation of light through scatteringby cloud particles before we introduce the measurement of polarization by our instrument.We also introduce the radiative transfer model taking into account polarization and apply it tothe observations of a phenomenon called glory which allows to characterize the properties of thecloud droplets. We will then invesigate the variability of the haze layers lying above the maincloud deck.

La planète Mars est devenue au cours de ces dernières décennies l’un des objets les plus visités de notre système solaire. Les différents instruments envoyés pour l’étudier nous ont permis de reconstruire partiellement son histoire, et l’on sait aujourd’hui que dans son passé, la planète rouge a connu une période au climat relativement chaud et humide, permettant à l’eau liquide de perdurer en surface et dans le sous-sol. Le parallèle avec les conditions sur Terre au moment supposé de l’apparition de la vie nous amène à aborder Mars d’un point de vue exobiologique : si la vie a émergé sur cette planète, des traces potentielles sont susceptibles d’être trouvées dans le sous-sol, à l’abri de la surface.La mission ExoMars, programmée pour 2018,enverra sur la surface de la planète un rover équipé d’une suite instrumentale complète pour la recherche de traces de vie, passé ou présente,ainsi qu’une foreuse capable de prélever des échantillons jusqu’à 2 mètres de profondeur. La caractérisation du contexte géologique de la zone d’investigation du rover est primordiale pour identifier les lieux les plus propices à la préservation de ces traces.Le radar à pénétration de sol (Ground Penentrating Radar) WISDOM (Water Ice Subsurface Deposit Observation on Mars) avec ADRON sont les seuls instruments à bord susceptibles d’obtenir des informations sur les caractéristiques du proche sous-sol le long du trajet du rover avant forage.Les données recueillies par le radar permettront d’identifier les formations géologiques du sous solet de comprendre les processus qui en ont été à l’origine. Cet instrument au fort potentiel,développé au LATMOS (Laboratoire ATmosphères, Milieux, Observations Spatiales)en collaboration avec le LAB (Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux), est basé sur le principe du step-frequency et fonctionne sur une large bande de fréquences, entre 0,5 GHz et 3GHz : il a été conçu pour explorer les premiers mètres du sous-sol avec une résolution verticale de quelques centimètres, et est actuellement enphase de tests. L’objectif de cette thèse est de développer les outils d’interprétation des données du GPR WISDOM en tentant d'exploiter au mieux les ressources de l'instrument pour caractériser la nature et la structure du sous-sol,apporter des contraintes sur l’histoire géologique du site d’Oxia Planum, sélectionné pour cette mission, et pour guider la foreuse d’Exo Marsvers des sites d’intérêt d’un point de vue exobiologique. Ce travail nécessite donc une approche multiple, pratique et théorique, qui passe par le développement d’outils de traitement de données, par la mise au point de modèles analytiques et l’utilisation de modèles numériques pour la modélisation de l’instrument,ou encore la définition de tests et de campagnes de mesures, afin de créer une base de données sur des environnements variés, qui pourront ensuite être comparées aux données martiennes.Une interprétation complète des données acquises avec WISDOM passe également par l’estimation des paramètres diélectriques des différentes unités géologiques identifiées. Nous avons ainsi développé deux méthodes «quantitatives », qui permettent d’estimer la constante diélectrique en surface et à différentes profondeurs à partir des données. Une approche plus géométrique pour « reconstituer » le sous solle plus précisément possible, éventuellement en 3 dimensions, et pour comprendre les processus de dépôts qui ont abouti à la morphologie observée sur les radargrammes a également été initiée. Grâce à la mise au point d’une méthode basée sur l’amplitude des signatures des diffuseurs en fonction de la configuration polarimétrique des antennes, nous avons estimé la position relative des objets par rapport au déplacement du radar le long d’unprofil et ainsi permis la reconstitution du sous-solen 3 dimensions.Ceci permettra à terme un guidage optimal de la foreuse dans le contexte d’ExoMars. / Mars has become one of the most visited planet in the past few decades. The data collected by instruments allowed to infer theplanet evolution, and it is now admitted that inthe past, Mars had a relatively warm and wetenvironment, auspicious for the emergence oflife as we know it. This is why one of the currentobjective of the missions to Mars is to study theplanet from an exobiological point of view: iflife arose on Mars, potential traces could befound into the subsurface, sheltered from thehostile surface. The ExoMars 2018 space mission will land onMars’ surface a rover, which will be equippedwith a complete instrumental payload for thesearch of life traces, as well as a drill capable ofcollecting samples at a depth of 2 meters. Thegeological context characterization willtherefore be essential to identify the mostinteresting places for potential life tracespreservation. The Ground Penetrating Radar (GPR)WISDOM (Water Ice Subsurface DepositObservation on Mars) and the neutron detectorADRON will be the only instruments capable ofobtaining information about the shallowsubsurface before the drilling operations. Thedata collected by WISDOM will provide thegeological deposits identification, which willhelp reconstructing the local history of thelanding site. This instrument developed in theFrench laboratory LATMOS (LaboratoireATmosphères, Milieux, Observations Spatiales)in collaboration with the LAB is a stepfrequencyradar that operates on a wide frequency band, from 0.5 GHz to 3 GHz: it wasdesigned to investigate the first 3 meters of thesubsurface with a vertical resolution of a fewcentimeters, and is currently tested in variousenvironments. This PhD thesis objective is to develop theinterpretation tools for WISDOM data by takingadvantage of the specific capacities of theinstrument to characterize the nature andstructure of the shallow subsurface, and to guidethe drill to suitable locations where potentialtraces of life could be preserved. This workconsequently requires both practical andtheoretical approaches, with the development ofprocessing chains, analytical and numericalmodels to simulate the instrument, but also todefine tests in well-known environments as wellas field tests in various natural places. The ideais to create a WISDOM database in a variety ofgeological contexts to allow the comparisonwith Martian data. A full interpretation of the WISDOM data alsorequires the estimation of the geological units’dielectric characteristics. We thereforedeveloped two “quantitative” methods thatallow the retrieval of the dielectric constantvalue at the surface and at various depths. Ageometrical approach to reconstruct the shallowsubsurface was also initiated to help tounderstand the deposits processes. A methodtaking advantage of the GPR specific antennasystem was developed to estimate the scatterers’relative position compared to the radar trajectoryalong profiles, allowing the subsurfacereconstruction in 3 dimensions for an optimalguidance of the ExoMars rover drill.

Les conditions à la surface de Vénus sont infernales : température de plus de 400 C, pression atmosphérique 90 fois celle sur Terre dans une atmosphère composée à 96 % de dioxyde de carbone. Une particularité de cette planète est la couche opaque nuageuse de 20 km d'épaisseur qui couvre toute la planète. Les nuages ont un rôle crucial pour le transfert de rayonnement, la dynamique atmosphérique, dans le cycle de certaines espèces chimiques comme le soufre et plus généralement pour le climat de Vénus. Malgré de nombreuses missions spatiales consacrées à cet astre depuis 1961, il y a peu de mesures in-situ. Les couches basses des nuages sont diciles à étudier par satellite, par conséquent il existe encore de nombreuses questions au sujet des nuages : leurs propriétés et leurs impacts radiatifs, dynamiques et chimiques sont mal contraints. Composées majoritairement d'acide sulfurique en solution, les particules sont supposées sphériques et liquides et composent des nuages étalés verticalement entre 50 et 70 km d'altitude environ, entourés par des brumes entre 30 et 50 km et au-dessus de 70 km. Les gouttelettes ont été classées, d'après des observations, en trois modes en fonction de leur taille et de leur composition : les modes 1 et 2 respectivement pour les petites (r = 0.2 μm) et moyennes particules (r = 1.0 μm), et un troisième mode qui contiendrait les plus grandes particules (r = 3.5 μm). Ce dernier mode, qui a été détecté par la sonde Pioneer Venus, demeure de composition et d'existence incertaines, et il n'est pas pris en compte dans notre étude. Afin de compléter et de mieux comprendre les données obtenues par l'observation spatiale, un modèle modal de microphysique, nommé MADMuphy (Modal Aerosol Dynamics with Microphysics), a été développé. L'objectif est d'intégrer MAD-Muphy dans le modèle de climat global vénusien (IPSL-VGCM), il faut donc limiter le nombre de variables que le VGCM doit suivre dans le temps et l'espace (également appelé traceurs). La méthode des moments est déjà utilisée dans les GCM de Titan et de Mars et constitue un bon compromis entre la précision des résultats et le temps de calcul. MAD-Muphy est donc basé sur cette représentation pour une pression et une température dé nies pour une couche de l'atmosphère (ou 0D). La thèse présentée ici détaille le développement des expressions mathématiques des équations de la microphysique avec les moments, présente le nouveau modèle MAD-Muphy ainsi que les hypothèses qui ont été nécessaires pour son développement. Tout d'abord, nous déterminerons le temps caractéristique de chaque processus microphysique et nous étudierons leur comportement en 0D. Ensuite, nos résultats seront comparés avec ceux du modèle sectionné SALSA en 0D. / The conditions on the surface of Venus are infernal: temperature of more than 400 C, 90 times the Earth's atmospheric pressure in an atmosphere composed of 96 % of carbon dioxide. A distinctive characteristic of this planet is the 20 km thick opaque cloud layer, which enshrouds the planet. Clouds have a crucial role in radiative transfer, atmospheric dynamics, in the cycle of some chemical species like sulphur and more generally in the climate of Venus. Despite the numerous space missions devoted to this object since 1961, there are few in-situ measurements. The lower cloud layers are di cult to study by satellite, so there are still many questions about clouds: their properties and their radiative, dynamic and chemical impacts are poorly constrained. Predominantly composed of sulphuric acid solution, the particles are supposed to be spherical and liquid and compose the clouds that are vertically spread between approximately 50 and 70 km of altitude, surrounded by hazes between approximately 30 and 50 km and above 70 km. Based on observations the droplets have been classied into three modes according to their size and composition: modes 1 and 2 respectively for small (r = 0.2 μm) and medium particles (r = 1.0 μm), and a third mode that would contain the largest particles (r = 3.5 μm). The latter mode, which has been detected by the Pioneer Venus probe, remains uncertain in composition and existence, and is not taken into account in our study. To complete and better understand the observational data, a modal microphysical model, called MAD-Muphy (Modal Aerosol Dynamics with Microphysics), has been developed. The goal is to integrate MAD-Muphy into the venusian global climate model (IPSL-VGCM), so we must limit the number of variables that the VGCM must follow in time and space (also called tracers). The moment method is already used in the Titan and Mars GCMs and is a good compromise between the accuracy of the results and the computation time. MAD-Muphy is the refore based on this representation for a pressure and a temperature of one atmospheric layer (or 0D). The thesis presented here details the derivation of the mathematical expressions of the microphysical equations with moments, presents the new MAD-Muphy model as well as the hypotheses that were necessary for its development. We will first determine the characteristic timescale of each microphysical process and we will study their behaviour in 0D. Then, our results will be compared with those of the SALSA sectional model in 0D.

There is a need for wind sensors with high accuracy and measurement frequency for deployment on the surface of Mars. The wind data obtained to date have been adversely affected by thermal contamination and calibration issues. Improved data would not only help to constrain and validate theoretical models, but also increase safety and longevity of lander operations. The mechanical and thermal wind sensing techniques used on previous missions, whilst sufficient for basic meteorology, are wholly inadequate for measuring fundamental phenomena such as dust and volatile transport. Two promising technologies, optical and acoustic anemometry, could permit precise and high-frequency measurement of three-dimensional wind speeds on the Martian surface. Ultrasonic acoustic anemometry, which relies on time-of-flight measurements, was ultimately chosen for its lower processing requirements and ability to measure the speed of sound; and therefore temperature. Capacitive transducers were selected for their low impedance and high sensitivity, to maximise signal transmission through the rarefied Martian atmosphere. These transducers, which consist of a metallised polymer film oscillating on top of a contoured metal backplane, were evaluated for their suitability as anemometers on the Martian surface. A theoretical framework was assembled to model transducer performance and determine which factors are the most important in determining received signal amplitude. A pair of transducers were designed and manufactured to allow for testing of a wide range of parameters including thickness of the oscillating membrane and diameter. Tests were carried out on the assembled transducers to investigate the dependence on these parameters, and their behaviour was generally found to fit the assembled theoretical framework well. Transducer performance was highly dependent on roughness depth of the backplanes, as expected. The frequency response of the transducers was dominated by the backplane roughness at atmospheric pressure but by film thickness at low pressures. Cross-correlation of the sent and received signals was confirmed as the most reliable signal detection method at low signal amplitudes. The transducers were tested under simulated Martian conditions (a low-pressure carbon dioxide atmosphere with airborne dust), and found to be capable of accurately and reliably measuring the incident wind speed. The cumulative deposition of airborne dust noticeably reduced received signal amplitude, but further testing is required to determine the effect of significant amounts of dust on transducer performance. The impact of the transducer heads impeding the incident fluid flow was found to be very significant in wind tunnel testing. Preliminary computational models were found to accurately predict these effects, but a more comprehensive modelling campaign and experimental validation would be required to ensure accurate instrument calibration.

Depuis ces 3 derniers milliards d'années l'eau liquide est extrêmement peu présente sur Mars. Cependant les multiples données disponibles sur la planète montrent des preuves d'une présence importante d'eau liquide depuis l'accrétion de la planète jusqu'à environ 3,7 milliards d'années. L'hypothèse dominante aujourd'hui est que Mars possédait une atmosphère plus dense (possiblement riche en CO2) au début de son histoire. Une grande partie de cette atmosphère et de l'eau auraient été perdu dans l'espace. Une autre hypothèse pour la diminution de la quantité d'eau liquide disponible et pour la diminution de l'atmosphère est le stockage d'eau et de CO2 dans la croûte. La croûte martienne est étudiée via les données de spectro-imagerie CRISM pour caractériser l'altération hydrothermale primitive de la planète. Des détections de serpentine et de carbonates confirment que le stockage d'une partie de l'eau et de l'atmosphère martienne a eu lieu. Des contraintes supplémentaires sont apportées par de la modélisation géochimique de la serpentinisation et de la carbonatation de la croûte martienne via les programme EQ3/6. L'importance de la serpentinisation et de la carbonatation de la croûte martienne est ainsi réévaluée. Les résultats permettent d'ouvrir la réflexion sur le rôle de la serpentinisation et de la carbonatation sur l'évolution de la quantité d'eau liquide disponible et sur l'évolution de l'atmosphère. En outre, les conditions thermodynamiques permettent d'apporter des contraintes sur le potentiel exobiologique de la croûte martienne / Over the last 3 billion years liquid water has an extremely limited presence on Mars. However, the multiple data available on the planet show evidences of a significant presence of liquid water from the accretion of the planet until about 3.7 billion years. The prevailing hypothesis today is that Mars had a denser atmosphere (possibly rich in CO2) early in its history. Much of this atmosphere and water were lost in space. Another possibility for reducing the amount of liquid water available and the reduction of the atmosphere is the water storage of water and CO2 in the crust. The Martian crust is studied via CRISM spectro-imaging data to characterize the early hydrothermal alteration of the planet. Serpentine and carbonates of detections confirm that the storage of a portion of the water and the atmosphere of Mars occurred. Additional constraints are provided by the geochemical modeling of serpentinization and carbonation of the Martian crust through EQ3/6 programs. The importance of serpentinization and carbonation of the Martian crust is thus reassessed. The results allow to open the debate on the role of serpentinization and carbonation on the evolution of the liquid water available and the evolution of the atmosphere. In addition, the thermodynamic conditions help provide constraints on the exobiology potential of the Martian crust