L'exosphère d'un objet planétaire est la région de transition entre l'environnement dominé par cet objet (son atmosphère ou sa surface) et celui dominé par tout autre objet, que ce soit une planète ou une étoile. Mon travail de recherche, au cours des dix dernières années, a consisté à modéliser et observer diverses exosphères de notre système solaire, notamment celle de Mars et de Mercure. Au cours de cette soutenance, j'illustrerai en quoi consiste une exosphère, ce que l'on peut apprendre sur l'évolution d'un objet planétaire lorsque l'on s'intéresse à son exosphère et ce qui reste à faire pour progresser dans ce domaine, d'une part au niveau théorique et d'autre part au niveau instrumentale.

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.

Le plus gros satellite de Saturne, Titan, voit son atmosphère dense en azote bombardée par les ions énergétiques de la magnétosphère, en raison de l'absence de champ magnétique intrinsèque significatif. Des réactions d'échange de charge entre les neutres froids de l'exosphère (plus haute région atmosphérique) et ces ions énergétiques créent alors des atomes énergétiques neutres (ENAs). L'instrument INCA (Ion and Neutral Camera), l'un des trois instruments de l'expérience MIMI (Magnetosphere Imaging Instrument) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, permet d'imager ces neutres comme des photons et de mesurer leur flux, et fournit ainsi un diagnostic précieux de l'interaction entre Titan et la magnétosphère kronienne.<br />Notre travail de thèse a consisté, en premier lieu, à modéliser l'exosphère de Titan, en considérant à la fois des profils thermiques et non thermiques. Un modèle de calcul de flux d'ENAs a été, en second lieu, développé, comparé aux observations, et enrichi par une étude des processus d'absorption des ENAs. Nous avons ensuite réalisé une analyse statistique des données de l'expérience MIMI durant les traversées d'orbite et survols de Titan. Enfin, une application au satellite de glace Rhéa a permis de fournir des conditions limites pour l'existence de son éventuelle exosphère.

Une caractéristique unique de l'environnement spatial de Mercure est le fort couplage qui existe entre la surface, l'exosphère, la magnétosphère et le vent solaire. Ce système peut être étudié par des méthodes de télédétection embarquées sur les missions spatiales telles que Mariner 10, MESSENGER et bientôt BepiColombo, ainsi que par les observatoires au sol. L'exosphère de Mercure est un milieu complexe avec seulement quelques espèces détectées jusqu'ici, dont l'hydrogène atomique H. H a seulement été détecté une fois par la sonde Mariner 10 en 1974-1975 et représente un traceur de l'interaction entre le vent solaire et la planète Mercure. L'instrument PHEBUS 'a bord de la mission ESA/JAXA BepiColombo vers Mercure est un spectromètre double canal EUV-FUV capable de détecter les émissions les plus faibles, comme H I Lyman-α 'a 121.6 nm. La première partie de cette thèse se concentre sur la modélisation radiométrique et la simulation des performances de PHEBUS. Pour préparer la calibration spectrale en vol et pendant la phase orbitale, un ensemble d'étoiles de référence est déterminé et évalué pour tirer partie au mieux de la résolution et du domaine spectral du détecteur. Des prévisions sur la possibilité de détection des raies d'émission exosphériques sont également données (science performance). Comme PHEBUS est basé sur SPICAV, le spectromètre UV de Venus Express, des techniques semblables de calibration spectrale peuvent être utilisées. Une étude des occultations stellaire de SPICAV est réalisée dans la deuxième partie de cette thèse. Les spectres des étoiles sont extraits, analysés et convolués avec la fonction instrumentale en vue de préparer les futures observations de PHEBUS. Les résultats sont disponibles dans la base de données de calibration du groupe de travail 'a l'ISSI Cross-calibration of past FUV experiments . En parallèle aux nouveaux instruments de grande sensibilité et à haute résolution spectrale, comme PHEBUS, le développement de simulations numériques est nécessaire 'a la compréhension de l'exosphère de Mercure. La troisième partie de cette thèse présente le modèle SPERO, premier modèle auto-cohérent 3D Monte Carlo dédié 'a l'hydrogène exosphérique de Mercure, prenant en compte toutes les sources et les pertes, tels que la désorption thermique, la photoionisation ou la pression de radiation solaire. La désorption thermique est par hypothèse la source dominante d'hydrogène exosphérique. La densité surfacique ainsi que les densités, températures et vitesses exosphériques sont calculées jusqu'à 8 rayons mercuriens. Une étude de sensibilité est effectuée en se basant sur les incertitudes dans les mécanismes de source et de perte, donnant lieu à des asymétries jour/nuit en densité et en température. En utilisant les densités calculées dans un modèle de transfert radiatif, il est possible de comparer les sorties de SPERO avec les données d'émission Lyman-α de Mariner 10, et d'anticiper le retour de données hydrogène grâce 'a l'instrument MASCS embarqué sur la mission MESSENGER de la NASA.

Cette thèse s'intéresse à l'étude de l'interaction du vent solaire avec Mars à l'aide des données obtenues par les magnétomètres et le spectromètre d'électrons MAG/ER à bord de la sonde Mars Global Surveyor (MGS) pour en déduire des contraintes sur les mécanismes d'échappement non thermiques à l'issue de cette interaction. Tout d'abord, nous analysons des ondes de très grande amplitude et fortement cohérentes à la fréquence locale de giration des protons qui ont été observées pour la première fois. Une analyse théorique sur la génération de ces ondes dans le cadre de la théorie linéaire permet de les associer au phénomène d'implantation des H+ d'origine exosphérique. Pourtant, la nature de ces ondes ainsi que des simulations MHD Hall multi-fluide montrent que ces ondes ont une origine non linéaire. Des études théoriques supplémentaires seront donc nécessaires afin d'établir à partir des propriétés de ces ondes des contraintes sur les paramètres des modèles d'exosphère actuels et sur le taux d'échappement atmosphérique. D'autre part, nous caractérisons exhaustivement la frontière d'empilement magnétique (MPB), une frontière plasma permanente entre l'onde de choc et l'ionosphère. En particulier grâce à une étude de la topologie du champ magnétique, nous démontrons que l'enroulement de lignes de champ est fortement accéléré lorsque la MPB est franchie. Cette étude nous permet également de démontrer l'existence de la MPB autour de Vénus où la frontière n'avait jamais été identifiée. En conséquence, les résultats de cette thèse montrent que cette frontière est commune à tous les objets atmosphériques faiblement magnétisés et le fait que son existence est profondément liée à la nature multi-ionique de leur interaction.

L'exosphère d'une planète est la région supérieure de son atmosphère, là où les collisions entre les particules constituant l'atmosphère deviennent négligeables. Sur Mars, la compréhension des mécanismes de la formation de cette exosphère et de son rôle dans l'interaction avec le vent solaire est particulièrement importante pour caractériser l'échappement l'atmosphère et comprendre la disparition de l'eau liquide de la surface de Mars. Le principal travail effectué au cours de cette thèse a consisté à étudier le lien entre l'exosphère et l'échappement de l'eau dans les conditions solaires actuelles. Pour étudier cet échappement, un modèle décrivant la production d'oxygène chaud par recombinaison dissociative des ions O2+ a été développé. Ce modèle couplé à un modèle décrivant l'interaction du vent solaire avec l'atmosphère de Mars a permis de déterminer l'échappement d'oxygène dû aux principaux mécanismes d'érosion. Par ailleurs l'analyse des émissions exosphériques Lyman- de l'hydrogène et du triplet à 130.4 nm de l'oxygène observées par l'instrument SPICAM à bord de la mission européenne Mars Express a permis de caractériser les couronnes d'oxygène et d'hydrogène et de déterminer le flux d'échappement d'hydrogène.

L'objectif de mon travail a été de développer, réaliser et tester un spectromètre de masse neutre afin d'étudier les exosphères planétaires : NIMEIS (Neutral and Ion Mass and Energy Imaging Spectrometer). Les particules présentes dans les exosphères planétaires peuvent s'interpréter comme la signature des processus d'interaction entre l'environnement des objets planétaires et leur atmosphère et/ou surface. Un instrument de mesure, capable de déterminer la masse et l'énergie des particules de l'exosphère a été imaginé afin d'identifier et caractériser ces processus. Un modèle numérique d'un spectromètre de masse et d'énergie pour la mesure des neutres et ions exosphériques a été développé afin de répondre aux objectifs instrumentaux imposés par notre connaissance de ces processus. A partir du modèle numérique obtenu, un prototype a été réalisé et des tests ont été effectués. En parallèle, j'ai travaillé sur le développement d'une source d'ionisation, également nécessaire pour le fonctionnement optimal du spectromètre de masse neutre, basée sur l'utilisation de nanotubes de carbone comme émetteurs d'électrons. Nous travaillons en collaboration avec un laboratoire Sud Coréen qui produit les nanotubes de carbone. Mon travail a permis de définir, concevoir et modéliser différents types de dispositifs pour parfaire l'extraction des électrons. J'ai également travaillé sur la définition et l'optimisation du modèle numérique de l'optique de l'instrument PICAM (Planetary Ion CAMera). PICAM est un spectromètre de masse d'ions de la mission Bepi-Colombo ayant pour objectif d'étudier l'exosphère ionisée de Mercure. La particularité de cet instrument est de mesurer la masse, l'énergie et de produire une image instantanée d'un champ de vue hémisphérique. L'optimisation du modèle s'est faite à partir d'un modèle numérique en partant du design de l'instrument DION de la mission Phobos-Grunt (Vaisberg et al. 2010). L'objectif de cette optimisation a consisté en la recherche d'une augmentation du facteur géométrique, indispensable dans le cadre de l'exploration de Mercure.