Master 2 en Science de la Terre, des Planètes et de l`Environnement

Master 2 en Science de la Terre, des Planètes et de l’Environnement
Parcours Planétologie et exploration spatiale
Rapport de stage réalisé du 07 Mars au 30 Juin 2016 au sein du
Laboratoire, Milieux, Observation Spatiales (LATMOS)
_____________________________
« Analyse de l’émission Lyman-alpha du fond interplanétaire par
SPICAV/VEX et comparaison avec le modèle LATMOS »
Réalisé par :
Herizo Luc NARIVELO
Maîtres de stages
M. Jean-Yves Chaufray, chargé de recherche CNRS (LATMOS)
M. Eric Quémerais, directeur de recherche CNRS(LATMOS)
Année:2015/2016

SOMMAIRE
RESUME.................................................................................................................... 1
ABSTRACT ................................................................................................................ 1
INTRODUCTION........................................................................................................ 2
CHAPITRE 1 : DESCRIPTION SUCCINCTE DE LA SONDE VÉNUS EXPRESS ET
DE L’INSTRUMENT SPICAV ..................................................................................... 5
1.1. La mission Vénus Express............................................................................... 5
1.2. L’instrument SPICAV ....................................................................................... 5
CHAPITRE 2 : METHODOLOGIE.............................................................................. 8
2.1. Traitement des données du spectromètre SPICAV ......................................... 8
2.2. Construction des cartes du fond interplanétaire vu par SPICAV...................... 8
2.3. Études des variations temporelles ................................................................. 12
2.4. Cartes SWAN................................................................................................. 12
CHAPITRE 3 : RESULTATS ET INTERPRETATIONS............................................ 15
3.2. Evolution temporelle de l’intensité Lyman-alpha au voisinage de l’équateur
écliptique............................................................................................................... 15
3.1. Distance moyenne entre Terre et Vénus........................................................ 16
3.3. Comparaison de l’observation SPICAV et de l’observation SWAN................ 17
3.4. Comparaison du modèle LATMOS et observations SPICAV......................... 20
3.5. Simulations des observations SWAN............................................................. 22
3.6. Comparaison du modèle LATMOS, observations SPICAV et SWAN ............ 24
CONCLUSION.......................................................................................................... 27
RÉFÉRENCES......................................................................................................... 28

REMERCIEMENTS
Je souhaite avant tout remercier à mes deux encadrants : Monsieur Jean-Yves
Chaufray, chargé de recherche CNRS et Monsieur Eric Quémerais, directeur de
recherche CNRS au LATMOS, qui m’ont aidé à ce stage en apportant ses
précieux conseils et aussi les outils méthodologiques indispensables à
l’achèvement de ce rapport de stage.
Aussi, je tiens à exprimer mes précieux gratitudes à :
A Monsieur Phillippe KECKHUT, directeur du Laboratoire de m’avoir accepté
comme stagiaire du Laboratoire.
A Madame Nathalie CARRASCO, ancien responsable du master 2
planétologie de l’Université de Versailles Saint Quentin en Yvelines.
A Messieurs : Fréderic SCHMIDT, Aymeric SPIGA, Emmanuel MARQ et Alain
DORESSOUNDIRAM, responsables du master 2 en Planétologie Ile de
France, qui m’a autorisé à soutenir ce rapport de stage.
Tous les personnels administratifs et techniques du LATMOS et particulièrement le
département Héliosphère, Exosphère Planétaires, Plasmas et Interfaces (HEPPI) du
LATMOS qui m’a permis de vivre une expérience enrichissante.

1
RESUME
Durant mon stage au LATMOS, j’ai analysé des données de l’instrument SPICAV, un
spectromètre à bord de la sonde Vénus Express de l’Agence Spatiale Européenne
(ESA) en utilisant d’un code donné par le LATMOS.
J’ai tracé des cartes de l’émission Lyman-alpha du fond interplanétaire de 1°x1° de
résolution, puis je les ai comparées aux observations de l’instrument SWAN de la
sonde SOHO.
J’ai ensuite utilisé le modèle d’émission du fond interplanétaire du LATMOS pour voir
si les différences entre SPICAV et SWAN correspondaient aux variations prédites par
le modèle. Cette étude permet aussi de vérifier l’étalonnage de l’instrument actuel à
121.6 nm.
.
Mots-clés : SPICAV, SWAN, lyman-alpha, fond interplanétaire.
ABSTRACT
During my internship at LATMOS, I’ve analyzed data from the SPICAV instrument,
one spectrometer aboard the Venus Express mission of the European Space Agency
(ESA) using a code given by the LATMOS.
I’ve drawn maps of the Lyman-alpha emission from interplanetary background of 1° x
1° resolution, and then I’ve compared the observations of the SWAN instrument
aboard the SOHO spacecraft.
And I’ve used the LATMOS interplanetary model emission to see if the differences
between SWAN and SPICAV corresponded to the variations predicted by the model.
This study allow also to check the calibration of the current instrument to 121.6 nm
.
Keys words: SPICAV, SWAN, Lyman-alpha, interplanetary background

2
INTRODUCTION
Vénus est une planète intérieure rocheuse, la deuxième planète de notre système
solaire entre Mercure et la Terre. Elle tourne autour du soleil sur une orbite quasi-
circulaire avec une période de révolution de 224.7 jours, à une distance
héliocentrique de 0.723 UA1. Son rayon est de 6051.8 km, sa masse 4.87 1024 kg et
sa période de rotation de 243.686 jours. Son inclinaison est 177.36° ; cette valeur
indique que la planète tourne sur elle-même dans le sens rétrograde, à l’inverse de
la plupart des autres planètes. La valeur de cette obliquité indique aussi une absence
de saison sur Vénus. La pression à la surface est de 92 bars (1.013 bar pour la
Terre) et la température moyenne de 477°C (15°C pour la Terre). Cette température
résulte d’un effet de serre important (Colin, 1983)
Son atmosphère est composé principalement de 96% de dioxyde de carbone (CO2),
3,5% de diazote (N2), de traces d’eau, d’argon, de monoxyde de carbone (CO), de
néon (Ne), de dioxyde de souffre (SO2) et d’acide sulfurique. Une importante couche
nuageuse d’acide sulfurique (H2SO4) est présente entre 40 et 60km. Cette planète
possédait probablement de grandes quantités d’eau au moment de sa formation
mais elle s’est évaporée dans l’espace laissant la planète pratiquement sèche.
(Villard, 2008)
L’atmosphère vénusienne peut-être divisée en différentes couches : la basse
atmosphère ou la troposphère (entre 0 et 48 km d’altitude) une partie qui est
relativement peu éclairée où le soleil n’y est visible que sous forme d’un halo orangé.
Au-dessus de la troposphère, on trouve la couche nuageuse qui s’étale entre 40 et
60 km d’altitude. Cette dernière a comme spécificité de réfléchir la lumière solaire ;
ce qui explique la brillance de cette planète et empêche l’observation directe du sol
vénusien depuis la Terre. Au-dessus de cette couche nuageuse se trouve la
mésosphère entre 65 et 120 km composée de brumes légères, puis la
thermosphère qui commence à partir de 120 km jusqu’à l’exosphère entre 220 et 350
km (Taylor, 2014). Cette dernière est la partie de l’atmosphère où les collisions entre
les particules sont négligeables, elle s’étend jusqu’au milieu interplanétaire et est
composée essentiellement d’hydrogène atomique.
Ce dernier contient différents constituants : une composante solide qui est formée
par des poussières et une composante gazeuse composée essentiellement
d’hydrogène atomique et une composante ionisée (figure 1 : Origine de l’hydrogène
du fond interplanétaire) : le vent solaire qui est un flux de particules ionisées issu du
soleil. Ce milieu interplanétaire baigne dans un champ de rayonnement pour
l’essentiel d’origine solaire. Dans son mouvement autour du centre galactique, le
système solaire est traversé par un écoulement de gaz interstellaire : le vent
interstellaire composé principalement d’hydrogène neutre. L’hydrogène neutre du
milieu interplanétaire provient pour l’essentiel de ce vent interstellaire (Figure 1).
Pour un observateur en mouvement avec le système solaire, le vent interstellaire
provient d’une direction appelée « upwind » et s’écoule dans la direction appelée
« downwind ».
La direction « upwind » correspond l’arrivée des hydrogènes interstellaires
(Interstellar H sur la figure 1) où l’intensité des émissions Lyman-alpha est maximale.
Au contraire, dans la direction « downwind » ou sous le vent, l’intensité des
émissions Lyman-alpha est minimale car une partie de l’hydrogène neutre est perdue
par ionisation par le rayonnement solaire ou par échange de charge avec les protons
du vent solaire lors de la traversée du système solaire. Cette perte par ionisation est
à l’origine de la cavité allongée qui se forme en aval de l’écoulement.