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
Chaufray, chargé de recherche CNRS et
recherche CNRS au LATMOS, qui m’ont
précieux conseils et aussi les outils
l’achèvement de ce rapport de stage.
deux encadrants : Monsieur Jean-Yves
Monsieur Eric Quémerais, directeur de
aidé à ce stage en apportant ses
méthodologiques indispensables à
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.
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
1
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 quasicirculaire avec une période de révolution de 224.7 jours, à une distance
héliocentrique de 0.723 UA 1. Son rayon est de 6051.8 km, sa masse 4.87 10 24 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 (CO 2),
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.
2
La principale émission du fond interplanétaire est produite par la diffusion des
photons solaires lyman-alpha par l’hydrogène atomique présent dans le milieu
interplanétaire. (Bertaux et Blamont, 1971 ; Thomas et Krassa, 1971).
Figure 1 : Origine de l’hydrogène du fond interplanétaire
L’émission Lyman-alpha du fond interplanétaire peut être utilisée pour étalonner les
instruments UV à 121,566 nm. Ces émissions sont utilisées pour suivre l’évolution
temporelle de la sensibilité de l’instrument dans cette même longueur d’onde. L’étude
de fond interplanétaire a été utilisée pour déduire le paramètre de l’écoulement du
vent interstellaire (la direction de l’écoulement), ainsi que la vitesse relative entre le
nuage et le système solaire, la densité et la température dans le nuage local et
même la direction du champ magnétique interstellaire
Dans ce manuscrit nous nous intéressons à la haute atmosphère vénusienne et au
fond interplanétaire observé par l’instrument SPICAV à bord de la sonde Vénus
Express. SPICAV-UV est le spectromètre UV à bord de Venus Express (VEX) qui a
observé de façon continue l’hydrogène exosphérique autour de Vénus.
Pour la couronne d’hydrogène vénusienne, le profil d’intensité de l’émission coronale
Lyman-alpha en fonction de l’altitude du paramètre d’impact de la ligne de visée est
très spécial, il montre une distribution radiale avec deux échelles de hauteurs.
L’une correspond à une population d’hydrogène en équilibre thermique avec
l’atmosphère (T=300 K) et l’autre une composante plus énergétique qui est
dominante au-dessus de 4000 km et peut s’échapper dans le milieu interplanétaire.
La population énergétique est produite par des réactions non thermiques en dessous
de l’exobase (à 300km d’altitude).
Lors des observations de la couronne d’hydrogène de Vénus par l’instrument
SPICAV, l’intensité mesurée comprend la composante planétaire et une composante
interplanétaire qui devient importante au-dessus de 5000 km. On cherche à estimer
précisément cette composante pour mieux la soustraire des observations et ainsi
obtenir une meilleure détermination de la densité d’hydrogène en fonction de
l’altitude dans l’exosphère de Vénus. (Chaufray et al., 2012)
Les observations du fond interplanétaire de SPICAV nous permettent de mieux
étalonner l’instrument à 121.6 nm actuellement basé sur les mesures stellaires à
cette longueur d’onde, en comparant aux autres observations effectuées par d’autres
instruments comme SWAN à bord de la sonde SOHO et le modèle du LATMOS.
3
La sonde SOHO a été lancée le 02 décembre 1995 depuis la base Cavernal (USA).
Elle est placée au point de Lagrange L1, et pour mission d’étudier la structure interne
du soleil, la chaleur de son atmosphère et les origines des vents solaires.
L’instrument SWAN à bord de la sonde décrit par Bertaux et al. (1995) est composé
de deux senseurs identiques montés sur des côtés opposés de la sonde (+ Z et -Z).
Ils utilisent un système périscopique à deux miroirs pour construire des cartes du ciel
ayant une résolution de 1° par 1° (Bertaux et al., 1997). Cette position au point de
Lagrange L1 est un cadre idéal pour étudier l’émission lyman-alpha de l’héliosphère
sans la contamination de H lyman-alpha géocoronale due à l’hydrogène de
l’exosphère de la Terre. (Quémerais et al., 2013)
Cet instrument mesure l’émission entre 120 et 160 nm et fait une cartographie du ciel
tous les jours avec une résolution de 1°x1°. Son champ de vue est large et de
l’émission de nombreuses étoiles chaudes viennent s’ajouter au fond interplanétaire,
en particulier dans le plan galactique.
Je présenterai dans mon rapport en première partie, une description succincte de la
sonde Vénus Express et de l’instrument SPICAV. Ensuite la méthodologie employée
pour analyser les observations SPICAV du fond interplanétaire. Et je finirai par
quelques résultats et leur interprétation.
SPICAV: Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus
SWAN: Solar Wind Anisotropie à bord de SOHO (SOlar Heliospheric Observatory)
1
1UA = 149 597 870,691 km
4
CHAPITRE 1 : DESCRIPTION SUCCINCTE DE LA SONDE VÉNUS EXPRESS ET
DE L’INSTRUMENT SPICAV
Dans ce chapitre, je décris un bref résumé de la mission Vénus Express de l’Agence
Spatiale Européen (ESA) qui a été lancé depuis Baïkonour le 9 novembre 2005 et
mise en orbite le 11 avril 2006 et l’instrument SPICAV à bord de cette sonde.
1.1. La mission Vénus Express
Vénus est une planète encore mal connue en raison de sa couche nuageuse très
opaque. La mission Vénus Express de l’agence spatiale européenne (ESA), est en
continuation de Mars EXpress (MEX). Elle a été lancée le 9 Novembre2005 et mise
en orbite autour de Vénus le 11 avril 2006 dans une orbite polaire et très écliptique
(péricentre à 250 k, apocentre à 66000km) de période de 24 heures environ. La
mission s’est achevée à la fin de l’année 2015.
L’expérience SPICAM fut reconduite sur Venus et est devenu SPICAV. Les objectifs
principaux de la mission VEX sont d’une part étudier l’atmosphère vénusienne et de
savoir s’il existe une activité volcanique, d’autre part. En outre, le mode d’occultation
solaire nous donne plus amples informations sur le contenu en HDO et H 2O dans la
haute atmosphère de Vénus. Le rapport D/H permet de comprendre l’histoire de l’eau
sur cette planète. (Bertaux et al., 2007)
La sonde Vénus Express dispose de sept instruments, dont le spectro-imageur Virtis
(Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer), le spectromètre Spicav,
l’analyseur de plasma Aspera-4 (Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms),
trois instruments respectivement développés par le LESIA (Laboratoire d’Études
Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique, Meudon), le LATMOS et l’IRAP
(Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie). (https://venusexpress.cnes.fr/)
Cette sonde fut tout d’abord insérée sur une orbite, dite orbite de capture, différente
de l’orbite finale très elliptiques dont l’altitude de périastre est environ 500 km,
l’altitude de l’apocentre est environ 280 000 km. La phase de capture fut suivie par
de plusieurs manœuvre de réduction de l’apocentre (effectué lors du passage au
péricentre, afin d’amener progressivement l’orbite de la sonde vers l’orbite finale.
l’orbite finale, dite opérationnelle fut officiellement atteinte lors du passage au
péricentre le 06 mai 2006.
1.2. L’instrument SPICAV
1.2.1. Le spectromètre SPICAV à bord de Vénus Express
SPICAV est une suite de trois instruments (Tableau 1) embarquée à bord de la
sonde VEX de l’ESA et dédiée à l’étude des caractéristiques de l’atmosphère
vénusienne, de la surface jusqu’aux limites de la couronne d’hydrogène à plus de 40
000 km d’altitude. Les deux premiers instruments de cette suite hérités de
l’instrument SPICAM de la sonde mars Express sont spectromètre UV (118-320 nm)
et un spectromètre visible et proche IR (0 .7-1.7 um). Le troisième instrument nommé
SOIR (développé spécifiquement pour la mission Vénus Express) est un
spectromètre IR (2.2-4.3 um) très haute résolution spectrale. (Bertaux et al., 2007)
5
Tableau 1 : Description du canal du spectromètre SPICAV
Domaine spectral
Résolution spectrale
Champs de vue total
Canal UV
118-320 nm
10 cm-1
2°
Canal VIS-NIR
1.05-1.7 µm
5cm-1
(circulaire)
Canal SOIR
2.32 – 4.25 µm
0.27 – 0.13 cm-1
Source : Villard, 2008
Ce spectromètre a pour objet d’études :
analyse spectrale de la lumière solaire réfléchie par les nuages dans l’UV
(SO2, absorbant inconnu) ;
caractérisation (altitude, étendue géographique) de l’émission de NO nocturne
dans l’UV ;
détermination du profil de densité de température, entre 60 à 160 km
d’altitude ;
étude de la couronne d’hydrogène ;
mesure la structure verticale de H2O, de CO2 et des aérosols dans le proche
IR.
1.2.2. Description du canal UV du SPICAV
La figure 2 présente la structure du canal UV, Cette figure se résume à un miroir
parabolique et un réseau de diffraction. Dans l’UV, une fraction importante de la
lumière est perdue à chaque réflexion et il y a donc tout intérêt à minimiser le nombre
de surfaces réfléchissantes. Le canal UV couvre les longueurs d’onde de 118 à 320
nm. Le flux de lumière est collecté par un miroir parabolique hors-axe, qui réfléchit la
lumière vers l’entrée du spectromètre.
Source : Bertaux et al, 2006
Figure 2 : Schéma optique des canaux UV et IR du spectromètre SPICAV
1. Entrée du canal UV ; 2. Miroir parabolique off-axis ; 3. Fente ; 4. Réseau UV
holographique concave ; 5. Intensificateur ; 6. CCD ; 7. Objectif du canal IR ; 8.
Diaphragme de champ ; 9. Lentilles collimatrices ; 10. Cristal AOTF ; 12. Piège à
lumière pour faisceau direct ; 13. Lentilles des détecteurs ; 14. Détecteur du faisceau
« extraordinaire » ; 15. Détecteur du faisceau « ordinaire » ; 16. Entrée solaire ; 17 et
21. Miroirs plats ; 18. Entrée solaire IR ; 19. Fibre optique ; 20. Micro-lentille
collimatrice
6
Dans son plan focal, deux configurations sont fournies par un système de fente
mécanique, Le premier est la configuration sans fente, pour les occultations
stellaires, et la deuxième avec fente pour les observations de sources étendues.
La fente est divisée en deux parties de différentes largeurs, permettant d’avoir deux
résolutions spectrales distinctes lorsque l’on observe une source étendue. La fente
peut aussi être complètement rétractée, créant ainsi un champ de vue total utile de 2
x3.16 , sachant qu’un pixel a un champ de vue de 0,01 x 0,01 . Cette configuration
est utilisée pour le mode occultation stellaire, côté nuit (nightglow), lorsque le spectre
d’une étoile est enregistré sur quelques lignes de la CCD. Le Tableau n°3 (Bertaux
et al, 2006b) résume les caractéristiques du canal UV du spectromètre SPICAV.
Tableau 2 : Caractéristiques du canal UV du SPICAV
Couverture spectrale
Échantillonnage spectral
Type de miroir primaire
Longueur focale du miroir
Champ de vue
Type de réseau
Type de détecteur
Taille de pixel
Types intensificateur
Résolution Verticale
118-320nm
0,54 nm/pixel
parabolique hors axe
120 mm
2° x 3,16° sans fente
holographique toroïdal concave
CCD Thomson TH7863 TE refroidit à 270 K
288x384 pixels utiles
23x23 um
Hammatsu 200 M, solar blind CsTe
Photocathode, input window CaF2 +MgF2
< 1 km (occultations)
~10 km (limb
Source : Bertaux et al, 2006b
1.2.3. Méthode d’observation par SPICAV
SPICAM et SPICAV utilisent les méthodes d’observations par occultations stellaires,
occultation solaire, mesures au limbe et au nadir. Ces méthodologies sont en ligne
avec l’instrumentation la plus avancée prévue pour l’étude de l’atmosphère terrestre.
(Figure 3)
Source : Bertaux et al, 2006
Figure 3 : les modes d’observations employées par les deux spectromètres à bord de la
sonde Mars Express et du Vénus Express. Les flèches noires sur cette figure représentent
les lignes de visée.
7
CHAPITRE 2 : METHODOLOGIE
Dans ce chapitre, je décris les étapes que j’ai suivies durant la réalisation du stage.
Dans un premier temps, je présenterai la méthode utilisée pour le traitement des
données SPICAV et dans un seconde temps je présenterai les principaux résultats
de cette étude.
2.1. Traitement des données du spectromètre SPICAV
Comme le LATMOS est fortement impliqué dans la mission Vénus Express et a
développé un des spectromètres de cette mission VEX, une base de données du
spectromètre SPICAV se trouve sur le serveur du LATMOS. Les observations
utilisées au cours de ce stage ont été effectuées lorsque la sonde Vénus Express se
trouvait proche de son apocentre et que l’instrument pointait vers l’extérieur. On
suppose que pour ces observations, la composante planétaire est négligeable et que
seule l’émission du fond interplanétaire est observée.
Principe de traitement des données
Le CCD de l’instrument SPICAV-UV est composé de 408 pixels (étendue spectrale)
sur 288 pixels (étendue spatiale). Parmi les 408 pixels, tous ne sont pas « utiles », le
rôle des différents pixels est indiqué dans le tableau n°2. Seuls les pixels dits «
normaux » mesurent un signal lumineux utile. Cinq bandes formées de N lignes du
CCD sont lues et transmises toutes les secondes. (Chaufray, 2007)
Tableau 1 : Rôle des différents pixels du CCD (Charge-Coupled Device)
Numéro de pixel
1
2-8
9-392
393
394-407
408
Rôle de Pixel
Pixel tampon
Pixel d’offset
Pixels normaux
Pixel tampon
Pixels masqués
Pixel tampon
Source : Chaufray, 2007
La première étape du traitement des données SPICAV consiste à retirer l’Offset et le
courant d’obscurité non uniforme (DCNU²) au signal mesuré. On en déduit ensuite
l’intensité intégré en ADU de l’émission Lyman-alpha de l’hydrogène pour chaque
spectre. Pour chaque spectre, on reconstruit aussi la géométrie de l’observation.
Dans tout ce qui suit, je décris la méthode que j’ai menée pour l’analyse des
émissions lyman-alpha du fond interplanétaire dans le référentiel héliocentrique
écliptique. Ce référentiel est utilisé pour déterminer l’angle Mars-Soleil-Terre et
corriger tous les flux solaires observés depuis la Terre au niveau de Vénus. Ce
référentiel a pour centre le soleil, les deux angles qui permettent de repérer un point
dans ce référentiel sont l’angle par rapport au plan de l’écliptique terrestre (latitude
écliptique) et la longitude mesurée par rapport au point vernal de la Terre (longitude
écliptique).
2.2. Construction des cartes du fond interplanétaire vu par SPICAV
2.2.1. Structure des données
Un code développé au LATMOS m’a permis d’avoir un fichier ASCII contenant les
informations suivantes pour chaque observation : la date d’observation de
l’instrument SPICAV (t0), la position de venus express dans le référentiel
héliocentrique (distance au soleil, latitude et longitude), la direction de la ligne de
8
visée (latitude et longitude), l’intensité totale de lyman-alpha en unité physique kR 4 et
la date d’observation corrigée (noté t 1) correspondant à la date où la Terre était
illuminée par la même région du Soleil que Vénus à l’instant t 0. Cette correction
permet d’utiliser le flux solaire mesurés depuis la Terre, et d’appliquer à Venus à
l’instant t0.
2.2.2. Cartographie de l’intensité lyman-alpha
Cette sous-section présente la méthode que j’ai suivie pour représenter les variations
spatiales de l’intensité lyman-alpha dans le référentiel héliocentrique écliptique.
J’ai tracé (Figure 4) d’abord une courbe qui représente l’évolution de la direction de la
ligne de visée en coordonnées écliptiques pour une observation faite pendant l’orbite
n°2624 de Vénus Express. Ce tracé indique la direction de la ligne de visée associée
à chaque observation pour une orbite (ici pour l’orbite n°2624).
Figure 4 : Evolution des coordonnées écliptiques de la direction de la ligne de visée pendant
l’orbite n°2624 zoomée entre une longitude écliptique 102°-109° (axe des abscisses) et une
latitude écliptique de -60° à 10° (axe des ordonnées).
2.2.3. Détermination de l’intensité moyenne
L’intensité de l’émission Lyman-alpha pour toutes les observations obtenues avec les
5 bandes varie de 0.1 et 10 kR. Comme il n’y a pas beaucoup de différence des
valeurs entre chaque bande, j’ai analysé ici les fichiers ASCII associés la bande 4.
Puis j’ai tracé des cartes du ciel de l’intensité du fond interplanétaire pour les 99
orbites que j’ai analysées. Pour certaines orbites analysées ; la ligne de visée varie
peu d’une orbite à l’autre, pour augmenter le rapport signal sur le bruit, j’ai construit
une carte moyenne avec une résolution de 1°x1° en utilisant les 99 observations.
Pour mieux visualiser les variations de l’intensité sur la carte moyenne, on impose
une intensité de 0.25kR aux positions ne contenant pas d’observations.
a) Carte moyenne de l’intensité des émissions de Lyman-alpha vue par
SPICAV
Dans un premier temps, je présenterai les cartes du ciel des orbites comprises entre
1197 à 1209 suivis par la représentation graphique de l’orbite 2849 à 2909 et
finalement, je présenterai la carte de l’orbite 2910 à 2946. Ce découpage en période
assez courte est nécessaire car le fond interplanétaire vu par SPICAV varie en
fonction de la position de Vénus autour du Soleil.
9
Figure 5 : Carte des observations SPICAV pour les orbites entre 1197 à 1299, l’axe des
abscisses indique les longitudes de la sonde et l’axe des ordonnées montrent les latitudes
de la sonde. L’échelle de couleur varie de 0.3kr à 1.5kR. J’ai mis 1.5 kR l’intensité maximale
quand l’intensité est supérieure à cette valeur.
La figure 5 précédente représente les résultats de mes analyses de données
SPICAV. Une carte de l’émission Lyman-alpha durant l’orbite n°1197 à l’orbite
n°1209 qui fait approximativement 102 jours d’observation puisque la période
d’orbite est équivalente à un jour terrestre. La partie noire sur la carte indique que
soit il n’y a des observations au point de grille soit l’intensité de l’émission lymanalpha est minimale. L’intensité est comprise entre 0.3 et 1.5 kR. Un maximum
d’intensité au pôle Nord aux longitudes 100 et 270° environ. La variation latitudinale
de l’intensité de l’émission de Lyman-alpha est assez importante ; par contre dans
l’hémisphère sud de Vénus, on n’a pas d’observation. La valeur moyenne est autour
de 1kR.
La carte du ciel du fond interplanétaire pour les observations durant l’orbite n°2849
(du 06 février 2014) au n°2909 (07 avril 2014) est montrée sur la figure 6. Pour ces
60 jours d’observation de l’instrument SPICAV, on voit nettement sur la figure qu’il y
a des variations importantes de l’intensité en fonction de la latitude avec un minimum
vers l’équateur en accord avec les observations SWAN. La valeur moyenne est
autour de 0.4kR. Le minimum que l’on observe sur cette carte du ciel correspond à la
cavité dans la direction « downwind » de l’écoulement interstellaire où la quantité
d’hydrogène neutre est faible car une partie est perdue par ionisation.
10
Figure 6 : Carte des observations SPICAV pour les orbites entre 2849 à 2909, l’axe des
abscisses indique les longitudes de la sonde et l’axe des ordonnées montrent les latitudes
de la sonde. L’échelle de couleur varie de 0.3kr à 1.5kR.
Durant l’orbite 2910 à 2946 du 08 avril au 14 mai 2014 (36jours d’observations), on
remarque sur la carte, une variation latitudinale importante de l’émission Lymanalpha notamment entre la première et la dernière orbite (Figure 7). De plus,
l’émission au voisinage de l’équateur évolue en fonction de la longitude (valeur
maximale soit 1.2 kR à 200° de Longitude). Sur cette carte, on se rapproche de la
direction « upwind » c’est à dire de la direction d’arrivée du vent interstellaire. Dans
cette région la quantité d’hydrogène est importante car les atomes n’ont pas encore
été ionisés en traversant l’héliosphère interne.
Figure 7 : Carte des observations SPICAV pour les orbites entre 2849A01 à 2909A01, l’axe
des abscisses indiquent les longitudes de la sonde et l’axe des ordonnées montrent les
latitudes de la sonde. L’échelle de couleur varie de 0.3kr à 1.5kR.
11
2.3. Études des variations temporelles
J’ai essayé de voir si l’on pouvait voir des variations temporelles de l’émission du
fond interplanétaire en fonction de la position de Vénus autour du Soleil.
Pour cela, j’ai tracé l’évolution temporelle de l’intensité à l’équateur. Le but de ce
calcul était de voir la possible variation de l’intensité Lyman-alpha au niveau de
l’équateur en fonction de la position de Vénus le long de son orbite.
Pour étudier cette variation, il nous faut d’abord corriger les variations liées au flux
solaire. La relation donnée dans le papier de Quémerais et Bertaux, (1993) suivante
donne le facteur d’excitation : c’est-à-dire la fréquence d’excitation d’un atome
d’hydrogène par le rayonnement solaire :
(1)
Avec,
Et
(2)
=5.9x10-12
(3)
Où,
m est le masse de l’atome l’hydrogène (m=1,00794 u±0,00001 u avec 1 u
=1,660538921 × 10-27 kg) ;
k (k=1,38064852 × 10-23 m2 kg s-2 K-1) la constante de Boltzman ;
= 121.6 nm la longueur, T : la Température du milieu
[photons/cm²/s] est le flux de centre de la raie solaire lyman-alpha et est donnée
sur le site de LISIRD (http://lasp.colorado.edu/lisird/lya/) et la section efficace de
diffusion résonante d’un atome d’hydrogène. Le facteur g ne dépend pas de la
température du milieu comme l’indique sur la troisième équation.
2.4. Cartes SWAN
Pour vérifier l’étalonnage de l’instrument, j’ai, dans un premier temps comparé les
cartes moyennes décrites au paragraphe précédent avec des cartes obtenues par
l’instrument SWAN à bord de la sonde SOHO.
La figure 8 ci-jointe représente l’émission Lyman alpha du fond interplanétaire
observé par l’instrument SWAN à bord de la sonde SOHO du 09 février 2014. On
voit sur cette carte que l’intensité est minimale à des faibles longitudes (au voisinage
de la direction « downwind » 74.7°) et maximale dans la direction « upwind »
(longitude 254.7°). Dans la direction « downwind », on voit nettement que les
intensités des émissions de deux côtés de l’hémisphère sont symétriques. L’émission
est maximale au voisinage l’équateur dans la direction « upwind ». Les nombreux
points brillants concentrés le long du plan galactique correspondent à des étoiles. La
partie noire sur la figure représente la zone non accessible par le périscope en raison
de l’obscurcissement de la sonde et la zone d’évitement solaire.
2
DCNU : courant d’obscurité non uniforme
ADU : Analogic Digital Unit, l’unité utilisé pour les intensités des images
4
R : le Rayleigh est l’unité d’intensité lumineuse de l’ancien Système CGS. Il correspond à la brillance d’une
source émettant dans toutes les directions [photons/s/cm²]
3
12
Figure 8 : échantillon de l’émission du fond interplanétaire vue par l’instrument SWAN à bord
de la sonde SOHO du 9 Février 2014. L’axe des abscisses figure la longitude écliptique et
l’axe des ordonnées indique les latitudes écliptiques.
2.4.1. Détermination de la distance entre Terre et vénus
On va supposer pour simplifier que la position de la sonde SOHO correspond à la
position de la Terre et la position de la sonde Vénus Express à la position de Vénus.
Le fond interplanétaire vu par SPICAV et SWAN devrait être peu différent lorsque la
Terre et Vénus sont à la même longitude (donc lorsque la distance entre la Terre et
venus est minimale).
Ci-jointe une figure qui montre l’orbite de la Terre et de vénus.
Figure 9 : représentation graphique de l’orbite de la Terre et de vénus en conjonction
supérieure. Et que la distance entre Terre et vénus est minimale.
On va donc en priorité comparer les observations de SWAN et de SOHO à des dates
où cette distance entre Terre et Vénus est minimale.
13
2.4.2. Comparaison avec le modèle du LATMOS
Pour estimer les variations du fond interplanétaire vu depuis la Terre et Vénus, on a
utilisé un modèle de rayonnement du fond interplanétaire, développé par E.
Quémerais qui donne l’intensité de l’émission lyman-alpha du fond interplanétaire
(modèle de transfert radiative dans le milieu interplanétaire en lyman-alpha), avec
comme entrée la position de l’observateur (par exemple la Terre ou Vénus) et la
direction de la ligne de visée (dans toute cette étude, on simulera des cartes
complètes avec une résolution de 4°x4°). Les intensités simulées sont ensuite
ajustées en prenant en compte le flux solaire à la date souhaitée obtenu sur le site
du LAPS (http://lap.colorado.edu/lisird/lya/) comme décrit dans la section 2.3. On a
considéré que le flux solaire dans la direction de la planète (Vénus ou la Terre), une
méthode plus précise consisterait à prendre en compte les variations du flux solaire
vu par les différents éléments de la ligne de visée.
Les observations de SPICAV et SWAN sont ensuite comparées aux résultats de ce
modèle.
14
CHAPITRE 3 : RESULTATS ET INTERPRETATIONS
Dans ce chapitre je présenterai quelques résultats de mes analyses des données
SPICAV à bord de la sonde Vénus Express, de l’observation SWAN à bord de la
sonde SOHO et les résultats du modèle utilisés ainsi que les comparaisons entre
observation et modèle.
3.2. Evolution temporelle de l’intensité Lyman-alpha au voisinage de l’équateur
écliptique
La figure 10 montre l’évolution temporelle de l’intensité de l’émission au voisinage de
l’équateur donné par l’instrument SPICAV à bord de la sonde Vénus Express. On voit
bien que toutes les valeurs sont inférieures à 0.7 kR. Un pic se trouve sur l’orbite
n°2866 soit environ 0.6 kR et un deuxième pic à l’orbite 2875. Puis l’intensité de
l’émission diminue pour l’orbite suivant et augmente de nouveau jusqu’à 0.7 kR. Ce
pic d’intensité peut-être en relation avec l’activité solaire pendant la période
d’observation. Le minimum d’intensité est à l’orbite 2862 soit 0.35kR. Les valeurs
des intensités dans cette période d’observation nous montre qu’on est bien dans la
direction « downwind » du vent interstellaire qui est caractérisé par faibles émission
de lyman-alpha.
Figure 10 : Evolution temporelle de l’intensité de lyman-alpha du fond interplanétaire au
voisinage de l’équateur écliptique pour les observations de l’orbite n°2850 à 2909
Par contre pour les observations entre 2910 à 2946, on voit bien que (sur la figure
11) toutes les valeurs sont supérieures à 0.8 kR. Un pic se trouve sur l’orbite n°2930
soit 1kR et puis l’intensité augmente progressivement jusqu’à 1.2 kR. Ce pic
d’intensité peut-être en relation avec l’activité solaire pendant la période
d’observation (du 06 avril au 14 mai 2014). Ces valeurs indiquent qu’on est proche
de la direction de l’arrivée du vent interstellaire (upwind).
15
Figure 11: Intensité de l’émission de lyman-alpha au voisinage de l’équateur écliptique en
fonction pour la période de 08 avril au 14 mai 2014.
Cette étude ne montre pas de variations temporelles notables, les variations
observées sont principalement liées aux variations en longitudes des lignes de
visées. Une étude plus précise serait d’étudier l’évolution temporelle pour une
longitude fixée mais malheureusement, les observations faites par SPICAV ne sont
pas assez nombreuses pour faire cette étude.
3.1. Distance moyenne entre Terre et Vénus
Pour les observations du 06 février au 07 avril (orbite n°2849 à 2909 soit soixante
jours d’observations), j’ai calculé la distance entre Venus et Terre dans le but de
comparer au modèle du LATMOS développé par Quémerais et Bertaux (1993) ainsi
que de les comparer aux observations de SWAN de la sonde SOHO. La figure
suivante (figure 12) présente l’évolution temporelle de la distance entre Terre et
Vénus pendant ces observations. En abscisse, j’indique la date des observations et
à l’ordonnée la distance entre Terre et Vénus.
Figure 12 : Dans cette période, la distance entre Terre et Vénus augmente au fur et à
mesure que le temps augmente. La distance minimale est de 0.34 UA pour l’orbite n°2849
du 06 février 2014 et une distance assez grande soit environ 0.8 UA pour la dernière orbite
n°2909 du 07 avril 2014.
Pareillement, j’ai aussi calculé et tracé cette distance pour d’autres observations
comme l’orbite entre 2910 à 2946. La figure a bien montré que cette distance varie
d’une orbite à l’autre, elle est de 0.8 UA pour la première orbite (2910 du 06 avril
2014), et devenu importante à la dernière orbite (2946 du 14 mai 2014) soit 1.03 UA.
16
Par contre je n’ai pas mis dans cette figure la distance entre Terre et Vénus pour les
observations du 2920 au 2930 en raison de l’intensité moyenne observée dans cette
période est minimale et ne représente pas des variations latitudinales importantes.
Figure 13 : Distance entre Terre en fonction de la date d’observation du fond interplanétaire
de l’instrument SPICAV/VEX pour la période d’observation entre 06 avril et 14 mai 2014 soit
26 jours d’observations du fond interplanétaire.
3.3. Comparaison de l’observation SPICAV et de l’observation SWAN
Les observations SPICAV à bord de la sonde Vénus Express sont ensuite
comparées aux observations de SWAN de SOHO dans le but d’étudier les variations
spatiales du fond interplanétaire et de vérifier l’étalonnage de l’instrument.
On utilise les cartes SWAN obtenues le jour des observations faites par SPICAV et
l’on en extrait l’intensité dans la direction de visée de SPICAV. Cette direction est
indiquée en bleu sur la figure 14.
Pour avoir l’intensité de lyman-alpha donnée par l’instrument SWAN de SOHO sur
cette position, j’ai fait appel à une méthode d’interpolation.
Figure 14: Carte SWAN de SOHO du 07 février 2014 et position de l’instrument SPICAV à
bord de la sonde VENUX Express en fonction de la longitude écliptique et les latitudes
écliptiques
Sur la figure 15, je compare l’observation de l’instrument SPICAV de la sonde VEX et
l’observation SWAN de SOHO pour deux observations. La figure de gauche
correspond à une distance entre la Terre et Vénus de 0.35 UA et la figure de droite à
17
une distance de 0.67UA. La figure montre l’évolution latitudinale de l’intensité de
Lyman-alpha du fond interplanétaire en unité physique kR.
Je remarque que, l’intensité mesurée par l’instrument SWAN est en moyenne
inférieure (en excluant les pics d’intensités correspondant aux étoiles) à l’observation
de SPICAV/VEX d’environ 15%.
Figure 15: comparaison de l’intensité lyman-alpha en fonction de la latitude écliptique des
observations SPICAV et SWAN à une distance faible entre Terre et Vénus
Cette différence résulte de la position de deux sondes car la sonde SOHO est située
au point de Lagrange L1 qui est proche de la Terre et VEX sur l’orbite de Vénus. Sur
la figure de gauche (Observation du 06 février 2014 pour l’orbite n°2849), l’allure de
deux courbes est presque similaire pour toute les latitudes et que le minimum
d’émission Lyman-alpha coïncide avec un écart 0.1 kR aux moyennes latitudes
entre -40° et 40°. Par contre, sur la figure droite (observation du 22 Mars 2013), la
présence d’étoiles dans le plan galactique dans le champ de vue de SWAN rend la
comparaison difficile entre -40° et 0° de latitude. Aux latitudes supérieures à 0°,
l’intensité mesurée par SWAN est inférieure d’environ 10% par rapport aux
observations faites par SPICAV.
La figure 16 montre le rapport d’intensité de l’émission lyman-alpha mesurée par les
deux instruments où la Terre et Vénus se trouve à une distance de 0.3UA (minimale).
On remarque que le rapport est proche de 0.9 en moyenne, dans ce cas, les
observations de SWAN et de SPICAV sont cohérentes. Le pic sur la figure présente
toujours la présence des étoiles le long du plan galactique vu par l’instrument SWAN.
Figure 16 : Rapport entre les observations SWAN et SPICAV durant l’orbite n°2849 où la
distance entre Terre et Vénus est de 0.35UA
18
On remarque également une similarité des variations pour des distances assezgrande entre la Terre et Vénus (Figure 17). Par exemple, la distance entre Vénus et
la Terre est de 0.80 UA pour la figure de gauche et 1.07 UA celle de droite, Les pics
d’intensité sur la figure de droite représentent toujours les étoiles. La zone entre -20°
à 0° est une zone non accessible à l’instrument. Pour la figure de droite, on a des
écarts systématiques de ~20% entre l’observation de SWAN et de SPICAV. Et l’écart
est plus important dans l’hémisphère nord (20%) que dans l’hémisphère sud (5%).
Figure 17: comparaison de l’intensité lyman-alpha en fonction de la latitude écliptique des
observations SPICAV et SWAN à une distance grande entre Terre et Vénus
Au contraire, sur la figure de gauche, on observe un petit écart systématique de 7 à
10% qui correspond au rapport SWAN et SPICAV à des distances faibles même si
la distance entre Terre et Venus est importante durant l’orbite 2909 (0.8UA). Le
rapport entre l’intensité mesurée par les deux instruments durant cette orbite est
présenté sur la figure 18. Ce rapport est de l’ordre 0.9 en moyenne.
Figure 18 : Rapport entre les observations SWAN et SPICAV durant l’orbite n°2909 où la
distance entre Terre et Vénus est de 0.80UA
La figure 18 a bien montré que même si la distance entre Terre et Vénus assez
grande, le rapport entre l’intensité mesurée par SWAN et SPICAV est proche de 1.
On en conclut que l’intensité de l’émission lyman-alpha mesurée par les deux sondes
est similaire.
La figure 19 suivante explique comment on peut avoir une différence faible des
émissions du fond interplanétaire entre les deux instruments, bien que la distance
soit grande. La direction « upwind » représente l’arrivée de l’hydrogène atomique
19
comme définie dans l’introduction, la direction « downwind » représente la direction
de l’écoulement interstellaire, dans cette direction l’émission de Lyman-alpha est
minimale.
Figure 19 : Structure de l’hydrogène atomique dans le milieu interplanétaire
Durant l’orbite 2909, la distance entre la Terre et Vénus est de 0.8 UA, la longitude
et la latitude écliptique de Vénus sont de 248.97°et 0.45° et celles de la Terre de
196.90° et 0.0°. La longitude et latitude de la ligne de visée sont 136° et -0.03°.
Quand l’observation correspond à la figure 19, on note que l’écart entre les intensités
de l’émission de Lyman-alpha mesurée par les deux sondes est petit
3.4. Comparaison du modèle LATMOS et observations SPICAV
3.4.1. Correction du facteur d’excitation
Le facteur d’excitation est utile car il constitue un paramètre d’entrée du modèle
comme mentionné au chapitre 2 précèdent. Les variations de ce facteur d’excitation
pour les différentes orbites de Vénus sont représentées sur la figure 20.
Figure 20 : Irradiance totale en fonction de la date d’observation de l’instrument
SPICAV /VEX
Sur la figure 20, le facteur d’excitation varie de 4.1 à 4.8 photons/cm²/s/nm (des
valeurs qui sont en général faible en termes d’activité solaire) pour les deux figures
correspondant à deux périodes différentes. La figure de gauche montre les
observations où distance moyenne entre la Terre et Vénus est faible (< 0.8 UA pour
les observations entre 2849 à 2909) et celle de droite correspond les observations où
20
la distance assez importante. La valeur moyenne de 4.5 photons/cm²/s/nm. On peut
noter une périodicité voisine de 27 jours qui correspond à la rotation du soleil.
3.4.2. Simulation des observations SPICAV
Dans un premier temps je présenterai une carte de l’émission du fond interplanétaire
obtenu par le modèle du LATMOS décrit par Quémerais et Bertaux (1993). Je
présenterai ensuite des comparaisons entre ce modèle et les observations obtenues
par SOHO et SPICAV. Sur la figure n°19 obtenue en simulant de l’observation de
SPICAV du 06 février 2014 (orbite n°2849), on voit les deux cavités correspondant à
un minimum et un maximum d’intensité de lyman-alpha. Cette figure (figure 21) a été
obtenue en prenant en compte le flux solaire reçu par Vénus, d’une part et la position
de la sonde d’autre part.
Figure 21 : Carte d’intensité du fond interplanétaire issue du modèle LATMOS en utilisant la
position de la sonde SPICAV et le flux solaire reçu par Venus. L’axe des abscisses présente
la longitude écliptique. Et l’axe des ordonnées indique la latitude écliptique
Notons ensuite que l’émission est faible entre 0.18kR et 0.4kR dans la direction
« downwind » (Longitude écliptique=74.7° et latitude écliptique = -5.2°) et maximale
environ 1kR dans la direction « upwind » (Longitude écliptique=254.7° et longitude
écliptique=5.2°).
Sur la figure suivante, je compare les observations SPICAV et le modèle. On voit
nettement sur la figure que l’allure des courbes est similaire mais les intensités
déterminées à partir des observations sont supérieures au modèle utilisé avec un
écart moyen systématique de 0.1kR (20%). Pour toutes les observations analysées,
je conclus que les résultats du modèle et les observations sont cohérents à avec un
écart moyen de 0.1 kR près.
21
Figure 22 : comparaison de l’Intensité lyman-alpha du modèle LATMOS et l’observation
SPICAV où la distance entre terre-venus est de 0.35 UA.
J’ai comparé les observations de SPICAV avec le modèle pour toutes les orbites de
SPICAV/VEX. Pour toutes les observations les profils d’intensité sont similaires.
Dans le paragraphe suivant, je présenterai la comparaison entre le modèle et les
observations de l’instrument SWAN.
3.5. Simulations des observations SWAN
La figure 23 représente la carte simulée pour la position de SOHO du 06 Février
2014
Figure 23: Carte d’intensité du fond interplanétaire issue du modèle LATMOS en utilisant la
position de la sonde SOHO et le flux solaire reçu par Venus. L’axe des abscisses et des
ordonnées indiquent respectivement la longitude et la latitude écliptiques.
Ce qui différencie dans la figure 21 c’est que pour SWAN, les intensités minimales et
maximales sont inférieures à celle simulée pour l’instrument SPICAV (soit 0.16 kR
pour le minimum et 0.8 kR pour le maximum), ce qui est en accord avec les
observations qui montraient que SWAN observait une intensité plus faible que
22
SPICAV à cette période (figure 17 gauche). Cette différence est causée par la
distance entre le soleil et la sonde (SWAN) qui est de l’ordre de 1 UA.
J’ai extrait ensuite la valeur de l’intensité le long des lignes de visées de SPICAV
pour les comparer aux valeurs extraites des cartes SWAN. La figure 24 correspond à
la comparaison de l’observation SWAN avec le modèle.
Figure 24 : comparaison de l’Intensité lyman-alpha du modèle LATMOS et l’observation
SWAN de la sonde SOHO où la distance entre terre-venus est de 0.35 UA et O.37UA.
Du point de vue forme, on voit bien que l’allure des deux courbes est cohérente. De
plus, j’ai remarqué tout d’abord que le minimum d’intensité est décalé vers -20°
(pour le modèle) alors que pour l’observation SWAN, le minimum est au voisinage de
l’équateur. Ensuite, l’intensité estimée par le modèle est systématiquement inférieure
à celui de l’observation. Notons toujours que les données d’entrées du modèle jouent
un rôle important sur la différence entre les valeurs simulés et observées. Et que cet
écart est d’environ 0.15kR dans l’hémisphère sud et de 0.20kR à l’hémisphère nord.
Le pic sur les observations SWAN représente toujours des étoiles le long du plan
galactique. On remarque que pour une distance Terre–Vénus faible, les observations
et les données simulées sont cohérentes à des écarts systématiques 15% en
moyenne.
Figure 25 : Comparaison de l’Intensité Lyman-alpha du modèle LATMOS et l’observation
SWAN de la sonde SOHO où la distance entre terre-venus est de 1.03 UA et 1.08UA.
23
La figure 25 ci-dessus montre deux comparaisons entre les observations SWAN et
le modèle. Pour des grandes distances entre Terre et Vénus, nous notons que
l’intensité observée par l’instrument SWAN de SOHO est importante soit en moyenne
entre 0.6 et 0.8 kR. Ensuite, on remarque sur cette figure que l’écart entre les
observations et le modèle est grande soit 0.40 kR (50%) pour toute les latitudes. Les
allures sont similaires. Par contre, pour la figure de droite, le modèle surestime les
observations avec un écart systématique de 20% (0.2 kR). La position de sonde
SOHO et la distance entre Terre et Venus peuvent-être la source de cette différence.
3.6. Comparaison du modèle LATMOS, observations SPICAV et SWAN
Pour l’observation du 6 Février 2014 (distance entre Terre et Vénus est faible) de
l’orbite 2849, les résultats du modèle sont cohérents avec les observations
effectuées par SPICAV et SWAN. Dans ce paragraphe, l’objectif est de comparer les
résultats du modèle obtenus pour simuler les observations de SPICAV et SWAN.
Figure 26 : Comparaison du modèle LATMOS, observations SPICAV et SWAN du 06 février
2014. Figure qui montre l’évolution latitudinale de l’intensité en unité physique kR.
On voit sur la figure 26 que pour toutes les latitudes, l’intensité estimée par le
modèle pour les observations SWAN est inférieure à celle du SPICAV. On voit une
symétrie entre Nord et sud et le minimum au voisinage de l’équateur. Le rapport
entre les deux observations est en moyenne 0.75 comme on le voit sur la figure 27
ci-dessous. Cette figure montre bien que l’intensité mesurée par SWAN est inférieure
à l’intensité mesurée par l’instrument SPICAV durant l’orbite 2849. Ce rapport est
inférieur au rapport observé ce qui peut s’expliquer soit parce que le modèle utilisé
ne décrit pas bien la cavité, soit par un problème d’étalonnage sur l’un des
instruments.
24
Figure 27 : Rapport entre les intensités mesurées par SWAN et SPICAV et les simulations
des observations SWAN et SPICAV durant l’orbite n°2849
La figure 28 présente un cas particulier où SWAN et SPICAV sont éloignées comme
on l’avait déjà noté au paragraphe 3.3, l’intensité mesurée par les deux instruments
est faible à cause de la configuration géométrique particulière lors de cette
observation (figure 19).
La comparaison entre le rapport d’intensité SWAN et SPICAV, et le rapport entre la
simulation montre aussi que l’écart déjà noté dans la figure 24 est aussi faible dans
ce cas (Figure 28). C’est un cas particulier car on aurait pu s’attendre à avoir un écart
très important à une distance assez grande entre la Terre et Vénus. Sur la figure 29,
je présente le rapport SWAN/SPICAV obtenu avec le modèle et le rapport entre
l’intensité mesurée par les deux instruments. Ce rapport est en moyenne 0.9 aussi
bien pour le modèle que pour les observations, ce qui suggère que l’étalonnage de
l’instrument à 121.6 nm est correct.
Figure 28 : Comparaison du modèle LATMOS, observations SPICAV et SWAN du 07 avril
2014. Figure qui montre l’évolution latitudinale de l’intensité en unité physique kR.
25
Figure 29 : Rapport entre les intensités donné par modèle SWAN et SPICAV durant l’orbite
n°2909 où la distance entre Terre et Vénus est grande
Ces quelques exemples montrent que les rapports entre les observations SWAN et
SPICAV sont cohérents avec ce qui est prédit par le modèle et suggèrent que les
deux instruments sont bien étalonnés entre eux. Cette étude montre aussi que la
différence observée entre SWAN et SPICAV n’est pas minimale lorsque les deux
planètes sont proches. Le critère de la distance entre la Terre et Vénus n’est pas le
meilleur critère pour comparer les observations, il vaut mieux regarder la
configuration géométrique et la direction d’observation. Une étude plus complète
incluant un maximum d’observation sera nécessaire pour confirmer les premiers
résultats de cette étude.
26
CONCLUSION
Au cours de mon stage, j’ai pu reconstruire partiellement la carte du ciel avec
une résolution de 1° de l’intensité moyenne de l’émission lyman-alpha vue par
l’instrument SPICAV à bord de la sonde Vénus Express. La construction de cette
carte était la première étape de mon stage. La deuxième étape était de comparer les
observations de SPICAV aux observations SWAN de la sonde SOHO pour vérifier
l’étalonnage actuel l’instrument à 121.6 nm. Le résultat montre que les intensités
mesurées par SWAN sont inférieures à celle mesurée par l’instrument SPICAV.
L’achèvement de ses deux étapes me permet de modéliser les intensités de
l’émission lyman-alpha à l’aide d’un modèle de transfert de rayonnement dans le
milieu interplanétaire.
Les premiers exemples étudiés montrent que les différences observées entre les
observations SWAN et SPICAV sont cohérentes avec les prédictions du modèle et
peuvent-être donc attribuées uniquement à leurs positions différentes autour du
soleil.
Dans ce manuscrit, j’ai analysé seulement 99 orbites au cours desquelles des
observations de l’émission de lyman-alpha du milieu interplanétaire ont été réalisée.
La prochaine étape sera d’évaluer le rapport entre les deux observations SWAN et
SPICAV et entre les deux simulations de façon systématique.
27
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28