L'étude comparative des atmosphères planétaires est une science jeune, pleine d'intérêt du fait de la diversité des situations observées Dans ce cadre, l'exploration de la planète Mars est actuellement un enjeu important. Ce travail de thèse concerne plus particulièrement la double modélisation de l'ionosphère martienne et de son rayonnement dans Ie domaine ultraviolet. Le modèle de l'ionosphère de Mars est basé sur un modèle ionosphérique terrestre couplé cinétiquejfluide. Sont notamment décrits les profils de production et de concentration des ions H+, 0+, at et cot et des électrons thermiques, et les températures des électrons. Le modèle reproduit convenablement les mesures du module Viking 1. Pour nous familiariser avec l'étude d'un rayonnement, nous avons développé un modèle d'émission de deux raies de l'oxygène atomique (558 et 630 nm), validé pour la Terre par des comparaisons avec des mesures d'un interféromètre embarqué. Fort de cette expérience, un modèle de l'émission lumineuse .des ions cot (288 nm) et de l'oxygène atomiaue (135 et 297 nm) dans l'atmosphère martienne est présenté. Les comparaisons avec les mesures des spectromètres des sondes Mariner 6 et 7 sont satisfaisantes.

MAGNETO-CONVECTION DANS UNE SPHERE EN ROTATION RAPIDE: APPROCHES NUMERIQUE ET EXPERIMENTALE DE LA CONVECTION DANS LES NOYAUX PLANETAIRES Nous avons tout d'abord eudie la convection deloppee en rotation rapide sans champ magneique. En nous appuyant sur un code numerique Quasi-Gestrophique, nous avons derive des lois d'echelles mettant en valeur l'importance des non-linearites thermique, quel que soit le nombre de Prandtl. L'ecart au seuil d'instabilit et le mode de Rossby critique semblent definir la taille et l'intensite des tourbillons convectifs. Ces resultats numeriques sont en bon accord avec nos observations experimentales, en gallium et en eau, des fluctuations de temperature et des profils de vitesses. Cependant d'etranges comportements (d'intenses jets zonaux) sont observes en eau a grand forcage. L'etude de la magneto-convection developpee a ete menee apres transformation de l'experience et du code numerique. En accord avec de precedents resultats asymptotiques, l'etude numerique distingue les modes de Rossby modifies (champ faible) des modes magnetiques (champ fort). L'etude experimentale, appuyee par les resultats numeriques, montre une stabilisation de la convection developpee et une modification de la geometrie des cellules en champ faible. Cette inhibition semble en grande partie la consequence de l'evolution du seuil d'instabilite avec le champ impose. L'etude numerique de la destabilisation de la convection en presence d'un champ fort amene a une conclusion similaire. Les lois d'echelles derivees precedemment sans champ magnetique semblent alors rester valable en presence d'un champ impose.

La couronne de Mars est la partie extrêmement tenue son atmosphère située au-delà de 200km d'altitude. A l'interface entre le vent solaire et la haute atmosphère, cette région conditionne la perte de matière à l'échelle globale et sur des périodes géologiques. Ce travail de thèse concerne la modélisation de la formation de la couronne de particules neutres suprathermiques, d'une part, et d'autre part, l'étude expérimentale et la modélisation d'un dispositif de caractérisation de ses composés. Les particules de la couronne sont crées par recombinaison dissociative des ions O2+ et CO+, et par criblage de la haute atmosphère par des ions pick-up O+. Leur création ainsi que leur transport ballistique sont simulés dans une atmosphère à symétrie sphérique, suivant une approche particulaire du type Monte-Carlo. Les collisions et le partitionnement de l'énergie lors des dissociations sont traitées grâce à un modèle de dynamique moléculaire. Les sorties de ce modèle permettent de décrire la couronne en incluant ses composés lourds tels que le CO2 et le CO. Elles permettent également de définir les spécifications d'un spectromètre de masse dédié à la mesure de ces populations de particules. Cette mesure nécessite l'emploi de sources d'ionisation à très grande luminosité. Une caractérisation physique des sources d'électrons envisagées (basées sur l'effet de champ), qui sont des cathodes à micropointes et à nanotubes de carbone, est effectuée à partir d'un analyseur d'énergie hémisphérique à potentiel retardateur. Les paramètres obtenus sont ensuite utilisés pour déterminer la sensibilité de la source nécessaire à la mesure. Le simulation numérique du spectromètre est également abordée.

La ricerca di pianeti extrasolari oggi può essere considerata come un nuovo capitolo della Astrofisica che riunisce differenti campi scientifici: Fisica degli oggetti sub-stellari, Planetologia, Astrobiologia ed Ottica in modo interdisciplinare; in questo senso questa materia "cavalca l'onda" dell'epoca in cui viviamo, quella della conoscenza interdisciplinare. L'inferenza statistica riguardante le proprietà dei pianeti e delle loro stelle ospiti migliora di mese in mese e sta aprendo la strada per il passo successivo di questa ricerca, la rivelazione tramite metodi diretti. La prima scoperta diretta di un compagno stellare di massa planetaria è avvenuta solo nel 2004, quando, finalmente, sono state ottenute immagini distinte della stella 2M1207 e del suo compagno di piccola massa, usufruendo di un paio dei migliori strumenti per l'Astronomia disponibili oggi: VLT/NACO e HST/NICMOS. Dopo questo primo ritrovamento, nel 2005 sono seguiti quelli di GQ Lup b ed AB Pictoris b. Tuttavia, questi casi devono essere considerati come esempi pionieristici dell'intento di rappresentare separatamente la luce di un pianeta e quella della sua stella madre. Al momento, in Astronomia questi casi rimangono esempi di rivelazione non standardizzati in una tecnica consolidata. Le tecniche per la scoperta diretta, come quelle basate sull'Imaging ad alto contrasto o l'Interferometria, possono superare i limiti propri degli approcci indiretti. La tecnica dei Transiti - per esempio - fornisce come informazione fisica solo il raggio del compagno di piccola massa. Ricavare la massa del pianeta attraverso la variazione periodica della curva di luce della stella ospite è impossibile a meno che siano disponibili anche misure di Velocità Radiale: l'oggetto in questione potrebbe essere un pianeta ma anche una stella di piccola massa, oppure una nana bruna od una nana bianca, il cui raggio è simile a quello della Terra. A sua volta, la tecnica delle Velocità Radiali è sensibile alla presenza di un pianeta, nel caso in cui esso abbia orbita relativamente stretta - tipicamente essa corrisponde ad oggetti con distanza più piccola di qualche UA dalla stella madre -, oppure nel caso in cui la sua orbita abbia un valore di eccentricità alto. Questi limiti comportano interpretazioni ambigue su ciò che effettivamente è stato rivelato, pregiudicando l'analisi sul singolo oggetto, come quella sull'intero campione statistico. L'Imaging Differenziale Simultaneo (SDI) è una tecnica di calibrazione differenziale ad alto contrasto che permette di creare alcune immagini di diversa lunghezze d'onda e dello stesso campo di vista attorno ad una stella target. La sottrazione simultanea di immagini monocromatiche è utilizzata come metodo per rimuovere il rumore di Speckle. Esso domina su ogni altro "pattern ottico" compreso nell'intervallo di separazione angolare dove un sistema di Ottica Adattiva opportuno restaura il limite ottico di diffrazione, fissato a sua volta dall'apertura del telescopio. Questa tecnica di calibrazione ha già prodotto importanti risultati scientifici nel regno degli oggetti sub-stellari, arrivando a valori di Contrasto stella vs. pianeta dell'ordine di 104-105 con lo strumento NACO-SDI al VLT. Al momento, la soglia di Contrasto che permette di rivelare pianeti gioviani (giovani) - dell'ordine di 107 - rappresenta la sfida per i prossimi progetti da terra per la rivelazione diretta dei pianeti extrasolari, tra cui quello Europeo SPHERE. SPHERE monterà il primo Spettrografo a Campo Integrale indirizzato alla rivelazione diretta di pianeti extrasolari. La teoria che collega Spettroscopia 3D e la rivelazione diretta di pianeti extrasolari è ciò che, in questa Dissertazione, noi definiamo come Imaging Differenziale Simultaneo Spettroscopico (S-SDI). In questa prospettiva, la Spettroscopia a Campo Integrale al limite ottico di diffrazione è necessaria per ottenere immagini sull'intero campo di vista attorno ad una stella target. Poi, sempre attraverso la Spettroscopia 3D, la differenza simultanea di immagini monocromatiche dovrebbe superare l'Imaging Differenziale Simultaneo standard, che è basato solo su filtri cromatici. Il lavoro qui presentato è interamente dedicato alla Spettroscopia a Campo Integrale al limite ottico di diffrazione in condizione di alto contrasto. La volontà è di descrivere questo argomento, portando il lettore ad avvicinarsi passo dopo passo al domino della Spettroscopia a Campo Integrale al limite ottico di diffrazione, partendo dal caso ideale, fino al caso reale di un segnale di ingresso dominato dal rumore di Speckle. Specificamente, quest'ultimo è il caso in cui opererà lo Spettrografo a Campo Integrale montato su SPHERE. La progettazione di uno Spettrografo a Campo Integrale ottimizzato per lavorare al limite ottico di diffrazione richiede di fare attenzione a fenomeni ottici complessi, ad esempio l'illuminazione non uniforme delle fenditure di ingresso (questo causa profili di diffrazione diversi dal classico disco di Airy), cross talk tra spaxel adiacenti (cioè pixel nella dimensione spaziale) causato dalle ali dei profili di diffrazione, ed il corretto campionamento del segnale di ingresso sia nelle coordinate spaziali che in lunghezza d'onda. L'esame opportuno di questi effetti deve essere combinato in un progetto ottico dove il massimo campo di vista e la giusta risoluzione spettrale siano ottenute con il minimo costo possibile (quest'ultimo dipende principalmente dal numero di pixel del rivelatore). Nell'intento di realizzare l'Unità a Campo Integrale di questo strumento, abbiamo messo a punto un nuovo concetto ottico - BIGRE - che permette di superare tutti gli effetti che intaccano le Funzioni di Fenditura di uno Spettrografo 3D, operante in questa condizione ottica. Come conseguenza, lo Spettrografo a Campo Integrale di SPHERE, presentato in questa Dissertazione, è completamente orientato al concetto ottico BIGRE. La teoria di uno uno Spettrografo a Campo Integrale ottimizzato per lavorare al limite ottico di diffrazione è in gran parte nuova e rappresenta il contributo originale più importante di questo lavoro. Infine, questa Dissertazione termina con la descrizione del contributo che abbiamo dato alla realizzazione dello Spettrografo 3D previsto all'interno dello strumento EPICS. EPICS è uno studio di fattibilità per un Planet Finder - adatto al Telescopio OWL - promosso da ESO nel 2005. Questo lavoro si è basato sulla collaborazione di esperti provenienti da tutta Europa; nella progettazione si sono esplorati possibili adattamenti per il futuro Extremely Large Telescope Europeo. La struttura di questa Dissertazione è la seguente: nella Sezione 1 introduciamo l'argomento dei pianeti extrasolari; è data particolare enfasi ai modelli di atmosfera relativi ai pianeti extrasolari giganti, sui quali sia l'Imaging Differenziale Simultaneo e l'Imaging Differenziale Simultaneo Spettroscopico traggono la loro ragione scientifica. La Sezione 2 è dedicata ad una descrizione panoramica dei metodi utili nella rivelazione dei pianeti extrasolari; particolarmente sottolineata è la comparazione tra metodi diretti e metodi indiretti. E' spiegato chiaramente il fatto che i metodi indiretti rimarrano fondamentali una volta che le tecniche di detezione diretta saranno operative. Nella Sezione 3 sono definite, descritte e comparate le tecniche di Imaging Differenziale Simultaneo ed Imaging Differenziale Simultaneo Spettroscopico. Il fatto importante qui è che - di principio - la tecnica S-SDI è più potente della tecnica SDI standard, e che lo Spettrografo a Campo Integrale di SPHERE è in grado di raggiungere valori di Contrasto dell'ordine di 107, cioè i valori di Contrasto tipici dei pianeti gioviani (giovani). Nella Sezione 4 è descritto l'intero progetto SPHERE, eccetto lo Spettrografo a Campo Integrale. Le Sezioni 5 a 6 sono completamente dedicate a questo argomento. Specificamente, la Sezione 5 riguarda la descrizione generale del classico dispositivo TIGER e del nuovo dispositivo BIGRE, e l'ottimizzazione della Unità a Campo Integrale di questo Spettrografo 3D. Inoltre, sono presentati i risultati del prototipo di laboratorio; essi confermano che BIGRE è la soluzione ottica vincente per soddisfare il caso scientifico di questo strumento. La Sezione 6 ne descrive il disegno ottico e la Sezione 7 - infine - presenta il lavoro svolto per il canale di Spettroscopia 3D previsto per EPICS.