Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Au cours des 15 dernières années, plus de 500 exoplanètes ont été détectées, révélant l'existence de systèmes souvent très différents du nôtre. Ces découvertes ont profondément affecté notre compréhension des mécanismes de formation des systèmes planétaires et de leur évolution dynamique. Aujourd'hui, les deux défis principaux sont d'estimer l'abondance des planètes jusqu'aux masses telluriques et d'effectuer la transition de la détection vers la caractérisation des exoplanètes. Cette thèse apporte une contribution sur les deux aspects, détection d'exoplanètes par microlentilles gravitationnelles et de molécules dans les atmosphères. Les microlentilles gravitationnelles ont permis de détecter 20 exoplanètes (publiées ou en cours de publication), incluant deux super-Terres de 3.2 et 5.5 $M_\oplus$. Bien que ce nombre soit modeste, cette technique permet l'exploration de systèmes inaccessibles via d'autres methodes, ayant son maximum de sensibilité au-delà de la limite des glaces. Nous détaillons tout d'abord l'analyse d'un évènement de haute amplification et sa sensibilité à la présence potentielle d'une planète. Avec une étoile à 5.5 kpc du système solaire, un compagnon de type terrestre orbitant à quelques UA aurait pu être détecté. Cette analyse d'efficacité de détection a contribué à une étude plus large visant à estimer l'abondance de planètes au sein de la Galaxie, montrant que les Saturne glacées sont abondantes. Nous traitons ensuite d'un évènement impliquant une planète massive orbitant une étoile naine et discutons de la faible probabilité d'existence d'un tel système selon les théories de formation planétaire du modèle d'accrétion de coeur. La prise en compte d'effets du second ordre dans la modélisation de cet évènement, doublée d'une analyse bayesienne à partir des distributions de vitesse et de luminosité des étoiles de la Galaxie, a permis de contraindre la dynamique du système. Enfin, la découverte d'une planète de type Neptune dont j'ai participé à la détection est présentée. Sur le thème des atmosphères planétaires, nous présentons l'analyse du Jupiter chaud HD209458b basée sur des mesures de transits primaires par Spitzer dans l'infrarouge. J'ai développé un algorithme de type MCMC adapté aux courbes de transits afin d'estimer les paramètres physiques et orbitaux de la planète. Ces paramètres constituent alors des données d'entrée pour les modèles d'atmosphère planétaire. Le spectre en transmission de HD209458b est dominé par l'absorption de vapeur d'eau.

Je présente une analyse multidisciplinaire du comportement d’une exosphère d’un satellite dont la limite inférieure est une surface solide. Une exosphère par définition n’a pas de limite supérieure, est constituée d’un gaz dont la dynamique n’est pas régie par des collisions et correspond à la région d’interaction entre un objet planétaire et sa planète mère ou étoile. Dans cette thèse, je montrerai qu’une population exosphérique d’un satellite qui serait volatile et dont la dynamique serait fortement dépendante de la température de surface, aura une évolution orbitale synchrone avec le cycle diurne. Par exemple, l’oxygène moléculaire autour d’Europa et de Ganymède, satellites de Jupiter,devrait suivre une telle évolution. Je m’attacherai donc à comparer les résultats d’un modèle 3D Monte Carlo reconstruisant l’évolution de cette exosphère et les observations d’émissions aurorales par le télescope Hubble pour souligner la persistance d’une asymétrie matin/soir caractéristique de ce cycle diurne. Par ailleurs,une analyse plus théorique de l’origine de cette asymétrie nous suggère qu’un réservoird’O2 sous forme gazeuse dans le régolite pourrait être à l’origine de la formation de cette exosphère. En plus de la description de l’O2 exosphérique autour d’Europa, je soulignerai les différences notables avec l’H2O et ses produits. Enfin, j’ai également travaillé à la caractérisation d’une nouvelle technologie pour une source d’ionisation basée sur l’utilisation de nano-tubes de carbone. Cet émetteur d’électron utilisé pour la spectrométrie de masse neutre s’avère nettement plus efficace que les émetteurs classiquement utilisés dans le spatial et devrait donc nous aider à explorer ces exosphères. / I present a multidisciplinary analysis on the behavior of asurface-bounded exosphere synchronously rotating about its primary. Anexosphere is the boundless, external envelope of gas extending from aplanetary surface or atmosphere. This collisionless gas represents theinterface between planets and stars, as it directly interacts with theinterplanetary medium. Should the exosphere possess a population ofvolatiles strongly coupled with the surface temperature, the exospherewill be capable of experiencing a diurnal cycle over an orbitalperiod. I provide the first evidence of the existence of such adiurnal cycle in the molecular oxygen exospheres of two of Jupiter’sicy moons: Europa and Ganymede. The evidence was surmounted by anin-depth comparison between the near-surface ultraviolet oxygenaurorae observations by the Hubble Space Telescope and 3-D Monte Carlosimulations of Europa’s near-surface O2 exosphere, where both auroraeand exospheres where found to be strongly peaking at dusk. Thedusk-over-dawn asymmetry analysis also provides evidence that Europamay harbor a large O2 reservoir embedded in its ice today. Inaddition to O2 , I present the first orbital simulations of all knownwater-products at Europa, and provide perspectives on discerning theeffects of cryovolcanism on the exosphere. Lastly, at LATMOS, Icharacterized a novel ionization source: a carbon nanotube electrongun (CNTeg). This in-situ device used for neutral mass spectrometry,may prove to be a very efficient electron emitter (P < 10 milliWatts)and should aid future searches to detect trace gases in any exosphere.

Les abondances atmosphériques du dioxyde de carbone et du méthane augmentent progressivement, modifiant probablement le climat global de l'atmosphère. Bien que ces effets soient très étudiés dans la troposphère, ils le sont peu dans l'atmosphère moyenne (20 - 120 km) où ils pourraient avoir un impact plus facilement détectable. Nous nous intéressons en particulier à la mésosphère/basse thermosphère (MLT), où apparaissent de plus en plus souvent des nuages mésosphériques polaires (PMC). La MLT est sensible au niveau d'activité solaire, qui varie selon un cycle de onze ans. Nous évaluons les impacts de ces deux changements anthropiques et de ce cycle naturel sur la température et la chimie de la MLT. Pour ce faire, nous participons au développement d'un modèle bidimensionnel de l'atmosphère : SOCRATES. Ce modèle calcule interactivement les moyennes zonales des vents, de la température et de la composition chimique de l'atmosphère en fonction de la latitude (85°S-85°N) et de l'altitude (0-120 km). Avant de nous intéresser au changement global, nous avons dû améliorer SOCRATES pour qu'il reproduise au mieux la situation chimique, dynamique et thermique actuellement observée. Nous avons ainsi modifié la résolution du système chimique; développé une nouvelle paramétrisation de l'absorption par O2 du rayonnement solaire ultraviolet à Lyman- (121.6 nm) [Chabrillat et Kockarts, 1997] ; créé une approximation des sources thermosphériques de NO; paramétrisé le forçage dynamique par déferlement des ondes de gravité pour reproduire de manière très réaliste les observations actuelles de température dans la MLT ; et développé un algorithme pour prendre en compte non seulement la diffusion turbulente mais aussi la diffusion moléculaire. Tous ces développements sont décrits en détail, et leurs effets sur la physico-chimie de la. MLT sont analysés. Les concentrations chimiques calculées par le modèle sont comparées avec succès à des observations - en particulier de l'ozone et du radical hydroxyle. Nous étudions ensuite en détail l'impact du cycle solaire de onze ans sur la MLT. Une analyse complète du budget thermique nous permet d'établir, par exemple, que la raie Lyman- est responsable de la moitié du réchauffement entre SOLMIN et SOLMAX. Nous évaluons alors la sensibilité de la MLT à un doublement (théorique) de l'abondance de C02. Nous trouvons qu'aux hautes latitudes et en été, zone d'apparition des PMC, cet effet est très faible. Puis nous réalisons une simulation où le méthane est ramené à son niveau préindustriel. L'accroissement de CH4 depuis cette époque est responsable, non seulement de l'augmentation de la vapeur d'eau dans l'atmosphère moyenne, mais aussi d'un léger refroidissement dans la MLT. Cet effet est maximal dans les régions polaires et en été, là où les deux autres sont minimaux. Nous concluons par une grande simulation intégrée de l'évolution du climat et de la chimie de l'atmosphère moyenne au cours du XXIe siècle. Nous trouvons qu'au niveau d'apparition des PMC, la tendance au refroidissement est plus faible que partout ailleurs. Par contre, la vapeur d'eau augmente plus rapidement en été qu'en hiver. Ces calculs fournissent des indices pour réconcilier les observations plus fréquentes des PMC avec une synthèse des températures mesurées dans l'été arctique, selon laquelle les températures n'auraient pas varié depuis quarante ans.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

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.

Ce travail de thèse porte sur la compréhension du mécanisme dynamique de superrotation qui se produit dans les atmosphères de Vénus et Titan (satellite de Saturne), c'est à dire une rotation beaucoup plus rapide de l'atmosphère que celle de la "planète" solide. Ce phénomène dynamique, propre aux "corps telluriques" en rotation lente, est un sujet d'étude privilégié pour l'étude des mécanismes de transport atmosphérique. L'objectif est de comprendre et de contraindre les processus dynamiques qui entretiennent la superrotation en étudiant plus particulièrement le transport de moment cinétique (et de traceurs) par la circulation méridienne moyenne et les ondes. L'étude utilise le modèle 2D de circulation de Titan (modèle couplé dynamique-chimique-microphysique), et le modèle 3D de Vénus, encore en cours de développement au LMD. Les résultats récents fournis par les missions spatiales Cassini-Huygens et Venus Express ont servi à la validation des mécanismes dynamiques modélisés. <br /><br />Dans un premier temps, j'ai validé la circulation méridienne dans le modèle Titan, en comparant les observations et les distributions des composés chimiques modélisés, pour lesquels le transport joue un rôle déterminant. Cette circulation méridienne permet de valider les mécanismes dynamiques à l'origine de la superrotation dans le modèle, et d'interpréter les observations en terme de structures thermique, dynamique et chimique. <br /><br />En outre, les outils d'analyse que j'ai dévéloppés pour le modèle Vénus permettent d'une part de décrire les mécanismes de transport (de moment cinétique et de traceurs passifs) par la circulation méridienne moyenne et les ondes, et d'autre part de donner les principales caractéristiques de ces ondes (diagnostique des flux d'Eliassen Palm, analyse spectrale, etc.).<br /> Grâce à ces outils, mon travail de thèse montre que la circulation méridienne moyenne modélisée transporte le moment cinétique en altitude dans les régions équatoriales et vers les pôles au niveau de la branche supérieure des cellules de Hadley. Les instabilités barotropes des hautes latitudes interagissent avec l'écoulement moyen et créent des ondes de grande échelle qui vont ramener le moment cinétique vers l'équateur. Dans le modèle, ce sont les ondes de hautes fréquences, et en particulier les fameuses ondes à 4-5 jours terrestres observées au niveau des nuages, qui contribuent le plus à ce transport latitudinal, permettant ainsi de maintenir la superrotation équatoriale dans le modèle.

Comment la vie est-elle apparue sur la Terre ? Quelle chimie prébiotique1 a permis l'émergence d'une biochimie sur la Terre ? Des processus identiques ont-ils été, ou sont-ils encore, à l'oeuvre<br />ailleurs dans le Système solaire ? D'autres voies sont-elles possibles dans des environnements différents de ceux de la Terre primitive ? Quel est le degré de complexité chimique atteint dans<br />les différents environnements planétaires du Système solaire ?<br />Ces questions fondamentales servent de moteur à l'ensemble des travaux de recherche sur lesquels je travaille depuis le doctorat. En résumé, mes travaux sont orientés par des questions liées à<br />l'origine de la matière organique et aux processus qui participent à sa complexification dans les atmosphères et à la surface des corps du Système solaire. Mon outil d'investigation privilégié est la modélisation mais je m'intéresse aussi à l'observation des planètes et à l'analyse des molécules organiques dans la matière extraterrestre.

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.

Cette thèse présente une étude théorique d'un modèle d'atmosphère stellaire, modélisée comme une couche plan-parallèle irradiée sur une face, avec des électrons non thermalisés a priori. Les électrons sont caractérisés par leur fonction de distribution des vitesses (fdv), que l'on cherche à calculer en même temps que les autres grandeurs de l'atmosphère. Notre principal objectif est de comprendre le mécanisme de thermalisation des électrons, qui tend à rapprocher leur fdv de la fonction de Maxwell-Boltzmann lorsque les collisions élastiques dominent les interactions inélastiques des électrons avec le milieu ambiant, une hypothèse universellement admise en théorie des atmosphères stellaires. Les processus inélastiques (collisionnels ou radiatifs) perturbent cet équilibre, et la fdv des électrons peut s'écarter considérablement de l'équilibre maxwellien aux hautes énergies. De tels écarts modifient fortement les populations atomiques et le champ radiatif. Les calculs numériques consistent en la comparaison de trois modèles d'atmosphères: en équilibre thermodynamique local (ETL), hors ETL avec électrons thermalisés, et hors ETL avec électrons non thermalisés a priori. Nous avons résolu ce problème dans un plasma d'hydrogène pur en prenant en compte les principaux types d'interaction présents dans les atmosphères stellaires. L'équation cinétique des électrons a été résolue en calculant son terme de collision élastique à l'aide d'un modèle BGK longuement justifié dans la thèse. Notre principale contribution se situe au niveau du transfert de rayonnement. Nous avons utilisé, et surtout développé, les codes de l'équipe "Transfert" de l'Observatoire de Lyon. Les calculs montrent que la fdv des électrons s'écarte considérablement d'une maxwellienne dans la région hors ETL de l'atmosphère stellaire. Pour conclure, nous envisageons quelques extensions possibles de ce travail et certaines applications astrophysiques.