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 de l'atmosphère et comprendre la disparition de l'eau liquide en surface. Le principal travail effectué au cours de cette thèse a consisté à étudier le lien entre l'exosphère et l'échappement dans les conditions solaires actuelles et à caractériser cette exosphère à l'aide des observations de la raie Lyman-a et du triplet de l'oxygène à 130.4 nm obtenues par le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express en orbite autour de Mars depuis le 25 décembre 2003. Après avoir présenté le contexte général du problème de la disparition de l'eau lié à l'évolution climatique de Mars dans le chapitre introductif, je présente dans le premier chapitre l'état des connaissances actuelles sur la haute atmosphère de Mars et sur l'interaction entre la haute atmosphère et le vent solaire. Dans le deuxième chapitre je présente une étude de la formation de l'exosphère d'oxygène martienne réalisée à l'aide d'un modèle 3D de type Monte Carlo et le couplage de cette exosphère avec un modèle hybride 3D de l'interaction du vent solaire avec Mars réalisé par R. Modolo et G.M. Chanteur du CETP. Ce couplage a permis, pour la première fois de déterminer, de façon consistante, l'échappement de l'atmosphère de Mars par les principaux mécanismes actuels et de montrer notamment que l'échappement actuel d'oxygène était dominé par l'échappement sous forme de neutres (jamais mesuré à ce jour). L'influence de l'expansion de la couronne sur l'échappement ionique et sur le criblage est aussi étudiée. L'extrapolation des taux d'érosion actuels nous permet de déterminer une limite inférieure à l'échappement d'oxygène sur les quatre derniers milliards d'années. Dans le troisième chapitre, je présente les émissions UV observées dans la haute atmosphère de Mars ainsi que le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express. Dans ce chapitre, sont aussi détaillées, la méthode de traitement des données consistant notamment au retrait du courant d'obscurité, à la calibration absolue des données et à l'estimation de l'intensité des émissions exosphériques Lyman-a de l'hydrogène atomique à 121.6 nm et du triplet de l'oxygène (non résolu) à 130.4 nm ainsi que la reconstruction des lignes de visées de l'instrument. Le quatrième chapitre présente les deux modèles de transfert de rayonnement utilisés pour analyser les raies exosphériques observées par SPICAM : un modèle itératif avec redistribution complète en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires par les atomes d'hydrogène de la haute atmosphère martienne ; un modèle Monte Carlo avec redistribution partielle en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires ainsi que la diffusion résonante des photons émis suite à l'excitation des atomes d'oxygènes par l'impact des photo-électrons. Dans le cinquième chapitre, je présente l'analyse des quelques profils d'intensité de l'émission Lyman-a de l'hydrogène atomique observés par SPICAM comparés avec des 8 profils théoriques. Cette étude sensible à la calibration absolue de l'instrument montre qu'indépendamment de la calibration absolue de l'instrument une composante chaude d'hydrogène exosphérique est nécessaire pour reproduire les profils observés par SPICAM. L'importance de cette population chaude dont l'origine reste indéterminée diminue lorsque l'illumination solaire diminue. Cette population chaude joue un rôle majeur dans l'échappement de l'hydrogène actuel. Enfin dans le sixième et dernier chapitre, je présente l'analyse de quelques profils d'intensité de l'émission de l'oxygène atomique à 130.4 nm obtenus par SPICAM toujours en comparant les profils observés avec des profils théoriques. Dans cette étude on montre que l'excitation par l'impact des photoélectrons est négligeable devant l'excitation par les photons solaires dans la haute atmosphère de Mars et l'on en déduit la densité d'oxygène à l'exobase ainsi que le rapport de mélange [O]/[CO2] à 135 km particulièrement important pour caractériser l'équilibre thermique de la haute atmosphère. Là encore une population chaude (dont l'origine est connue) semble avoir une influence sur la température exosphérique estimée. Deux annexes présentent respectivement la méthode utilisée pour produire des profils thermiques théoriques de densité d'oxygène, d'hydrogène et de dioxyde de carbone dans l'exosphère de Mars (Annexe A) et dans la thermosphère de Mars (Annexe B).
| Identifer | oai:union.ndltd.org:CCSD/oai:tel.archives-ouvertes.fr:tel-00350117 |
| Date | 24 September 2007 |
| Creators | Chaufray, Jean-Yves |
| Publisher | Université Pierre et Marie Curie - Paris VI |
| Source Sets | CCSD theses-EN-ligne, France |
| Language | French |
| Detected Language | French |
| Type | PhD thesis |
Page generated in 0.0019 seconds