Thèse de doctorat : Sciences de l'univers et de l'environnement : Paris 12 : 2007. / Titre provenant de l'écran-titre. Bibliogr. : 188 réf.

Ce travail de thèse est une étude originale de l'équilibre et de la circulation des populations d'électrons dans la magnétosphère de Saturne à l'aide des données multi-instrumentales de la sonde Cassini-Huygens. A partir de spectres inter-étalonnés des instruments particules de basse énergie (de 0.6 eV à 26 keV) et de haute énergie (de 12keV à 1 MeV), j'ai identifié les populations électroniques présentes dans la magnétosphère de Saturne : une population thermique (quelques eV), une population suprathermique (100-1000 eV), une population d'électrons énergétiques (MeV), et une population de photoélectrons issus de la photo-ionisation du tore de gaz neutre, observée pour la première fois dans la magnétosphère interne (< 5 Rayons saturniens). A partir des profils radiaux des moments fluides des populations électroniques dominantes, j'ai identifié la présence de 3 grandes régions magnétosphériques caractérisées par des régimes plasma différents, séparées par deux frontières localisées à 9 et à 15 Rayons saturniens. L'analyse statistique des profils de moments a révélé une dynamique importante de la couche de plasma et une asymétrie de la distribution des électrons thermiques et suprathermiques en longitude. L'analyse de l'évolution des moments fluides à l'intérieur de chacune des régions magnétosphériques et entre ces régions m'a permis d'identifier d'une part les régions de source, de perte et de transport des populations électroniques, et d'autre part les processus physiques dominants dans ces régions. Sur base de cette analyse, un schéma de circulation des populations d'électrons dans la magnétosphère de Saturne est enfin proposé.

Les sondes de permittivité sont des instruments de prospection géophysique non destructifs qui donnent accès aux propriétés électriques, aux basses fréquences (10 Hz-10 kHz), de la proche subsurface. Ce faisant, elles renseignent sur la composition, porosité, température et éventuelle hétérogénéité des premiers mètres sous la surface.Utilisant généralement 4 électrodes, le principe des sondes de permittivité est simple : il consiste à injecter un courant sinusoïdal de phase et d’amplitude connues entre deux électrodes (dipôle émetteur) et à mesurer l'impédance mutuelle (le rapport complexe entre la tension et le courant injecté) entre ce dipôle émetteur et un dipôle récepteur. La permittivité complexe du matériau de surface, à savoir sa constante diélectrique et sa conductivité électrique, sont alors déduites de la mesure de l’amplitude et de la phase de cette impédance mutuelle. Les fréquences d’opération des sondes de permittivités sont basses là où l’approximation quasi-statique s’applique. A ce jour, les propriétés électriques de seulement deux surfaces planétaires extraterrestres ont été étudiées par des sondes de permittivité : celle de Titan par l’instrument PWA-MIP/HASI/Huygens/Cassini-Huygens et celle du noyau de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko par SESAME-PP/Philae/Rosetta.Nous présentons la première analyse des données obtenues par SESAME-PP à la surface de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko. Grâce à un travail précis (1) de modélisation numérique de l’instrument et de son fonctionnement, (2) de campagne de mesures (en laboratoire et dans des grottes de glace) afin de valider la méthode d’analyse et (3) d’hypothèses réalistes sur l’environnement proche de la sonde, nous avons pu contraindre la composition et surtout la porosité des premiers mètres du noyau cométaire montrant qu’ils étaient plus compacts que son intérieur. Nous avons également travaillé à une nouvelle analyse des données obtenues en 2005 par PWA-MIP proposant notamment de nouveaux scénarios pour le changement brutal de propriétés électriques observé 11 min après l’atterrissage de Huygens. Ces nouveaux scénarios s’appuient, entre autres, sur les mesures de caractérisation électrique menées au LATMOS sur des échantillons de composés organiques (tholins), analogues possibles des matériaux recouvrant la surface de Titan. / Permittivity probes are non-destructive geophysical prospecting instruments that give access to the low frequency (10 Hz – 10 kHz) electrical properties of the close subsurface. This provides us with information on the composition, porosity, temperature, and heterogeneity of the first meters of the subsurface.Using 4 electrodes, the technique consists in injecting a sinusoidal current of known phase and amplitude between two electrodes (transmitting dipole) and measuring the mutual impedance (complex ratio of measured potential over injected current) between this dipole and a receiving dipole. The complex permittivity (i.e. dielectric constant and conductivity) of the subsurface material is derived from the measured phase and amplitude of the mutual impedance. The frequency range of operation of permittivity probes is low, therefore the quasi static approximation applies. To this day the electrical properties of only two extra-terrestrial surfaces have been studied by permittivity probes, the surface of Titan by the instrument PWA-MIP/HASI/Huygens/Cassini-Huygens and the surface of the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko by SESAME-PP/Philae/Rosetta.We present a first analysis of the data collected by SESAME-PP at the surface of the comet 67P/Churyumov–Gerasimenko. With the help of (1) precise numerical models of the instrument, (2) field measurements (in a controlled and natural environment) in order to validate the analysis method, and (3) realistic hypothesis on the close environment we were able to constrain the composition and porosity of the first meters of the comet’s nucleus, showing that the subsurface is more compact than its interior. We also reanalysed of the data collected in 2005 by PWA-MIP, offering new explanations for the abrupt change in the electrical properties observed 11 minutes after the landing of Huygens. These new scenarios were built in the light of lab measurements performed at LATMOS on samples of organic matter (tholins), possible analogue of Titan’s surface material.

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.

On December 30th 2000, the Cassini-Huygens spacecraft reached the perijove milestone in its continuing journey to the Saturnian system. During an extended six-month encounter, the Composite Infrared Spectrometer (CIRS) returned spectra of the Jovian atmosphere, rings and satellites from 10 to 1400 cm^-1 (1000 to 7 µm) at a programmable spectral resolution of 0.5 to 15 cm^-1. The improved spectral resolution of CIRS over previous infrared instrument-missions to Jupiter, the extended spectral range and higher signal-to-noise performance provide significant advantages over previous data-sets. Both optimal-estimation retrieval and radiance-differencing are used to investigate the global variation of upper-tropospheric temperature, ammonia, phosphine and cloud opacity between ± 60˚ latitude. The analysis methods are shown to successfully reproduce Jovian conditions with results consistent with previous investigations. The composition results in particular are well characterised and suggest an important role played by mixing and transport within the upper-troposphere. Interpretation and validation of the retrieved results is conducted via the construction of a simple dynamic model incorporating transport, diffusion and (photo)chemistry.

L'étude des ondes d'extrêmement basses fréquences dans les cavités ionosphériques des planètes et satellites dotés d'atmosphère suit une approche similaire à celle suivie pour la Terre. Elle contribue à la caractérisation du circuit électrique atmosphérique, des sources d'énergie associées et des limites des cavités. Un modèle numérique à éléments finis a été développé et appliqué à ces corps planétaires en vue d'étudier en particulier les résonances de Schumann. La pertinence d'un modèle de la cavité de Titan a été testée par rapport aux mesures de l'instrument PWA de la sonde Huygens. La découverte d'une couche ionisée à basse altitude et l'évaluation des propriétés diélectriques de la surface après l'atterrissage sont exposées. L'expérience acquise est appliquée à la conception de nouveaux instruments, ARES et SP2, pour étudier l'atmosphère et le sol de la planète Mars dans le cadre du projet ExoMars et pour d'autres corps lors de futurs projets spatiaux.

This study analyzes the available radar evidence in order to describe the morphology of channel networks around the north polar seas of Titan. Critical flow depths necessary to entrain water-ice grains, and denudation rates for a north polar channel network are discussed. The results indicate that channel networks on Titan have similar morphologies to channel networks cut by water on Earth. We also find that water-ice sediment should be readily entrained in the headwaters and downstream sections of the analyzed Titanian basin, given sufficient flow depths of liquid hydrocarbons. Also, the importance of slope and the elevated topography of the highlands surrounding the polar lakes are considered, as well as potential formation theories for the elevated highlands and low-lying maria that dominate the north polar region.

L’un des objectifs de cette thèse est d’interpréter les observations des principaux hydrocarbures(C2H2 et C2H6) effectuées par Cassini (NASA/ESA) sur Jupiter et Saturne. Les modèles photochimiques à une dimension sont insuffisants pour interpréter ces observations spatialement résolues. J’ai développé le premier modèle photochimique saisonnier à deux dimensions (altitude-latitude) des planètes géantes qui calcule leur composition chimique.En l’absence de transport méridional, la composition chimique de Saturne suit les variations d’ensoleillement. Les abondances de C2H2 et C2H6 mesurées par Cassini (Guerletet al., 2009) sont reproduites jusqu’aux latitudes moyennes, à des pressions supérieures à0,1mbar. Les écarts notés dans l’hémisphère sud suggèrent la présence de dynamique ou d’une chimie entre les ions et les espèces neutres. J’ai couplé, pour la première fois, mon modèle photochimique avec le modèle radiatif de Greathouse et al. (2008). Nous prédisons un décalage du pic saisonnier de température, par rapport aux précédents modèles, d’une demi-saison à haute altitude et aux hautes latitudes.Jupiter présente de faibles variations saisonnières de composition chimique, uniquement contrôlées par son excentricité. Les distributions méridionales observées de C2H2 etC2H6 présentent des tendances opposées (Nixon et al., 2010). Mon modèle est en accord avec les observations de C2H6 lorsque j’invoque une combinaison de diffusion méridionale et de circulation stratosphérique, tout en provoquant un plus grand désaccord avec les observations de C2H2. La chimie ionique pourrait principalement affecter C2H2 et jouer un rôle important dans l’atmosphère de Jupiter. / One of the goals of this thesis is to interpret the observations of the main hydrocarbons(C2H2 and C2H6) from Cassini (NASA/ESA) on Jupiter and Saturn. The one-dimensional photochemical models are insufficient to explain these spatially resolved observations. I have developed the first two-dimensional (altitude-latitude) seasonal photochemical model for the giant planets, which predicts their chemical composition.Without meridional transport, Saturn’s chemical composition follows the insolation variations. The C2H2 and C2H6 abundances measured by Cassini (Guerlet et al., 2009)are reproduced from the equator up to mid-latitudes, at pressures higher than 0.1mbar.At higher latitudes, the disagreements suggest either a stratospheric circulation cell orthe signature of ion-neutral chemistry. For the first time, I have coupled our seasonal photochemical model with the seasonal radiative model of Greathouse et al. (2008). I predict that the seasonal temperature peak is shifted half a season earlier, with respect to previous models, at high latitudes in the higher stratosphere.Jupiter shows weak seasonal variations of chemical composition, only controlled by its orbital eccentricity. The observed meridional distributions of C2H2 and C2H6 show opposition trends (Nixon et al., 2010). C2H6 observed distribution is reproduced when Isuppose a combination of meridional diffusion and stratospheric circulation, while causingat the same time a stronger agreement with the C2H2 observations. Accounting for theion-neutral chemistry might preferentially affect C2H2 and potentially play a key role on hydrocarbon abundances in Jupiter’s stratosphere.