5c) Echappement d’hydrogène

Si l’on ne considère que la population froide, l’échappement d’hydrogène, estimé à partir de la formule de Jeans est égal à 3.4x107 cm-2.s-1 (soit 5.7 x1025 s-1 en intégrant sur toute la surface de l’exobase) à SZA ~ 30° et égal à 6.8x10⁷ cm^-2.s^-1 (1.1x10²⁶ s^-1) à SZA ~ 90°. L’échappement du à la population chaude, caractérisée ici par une distribution maxwellienne à la température Th = 500 K et en intégrant seulement du côté jour est de 3.5x10⁸ cm^-2.s^-1 (2.9x10²⁶ s^-1) à SZA ~30° et 2.2x10⁸ cm^-2.s^-1 (1.8x10²⁶ s^-1) à SZA ~90°. Ce qui montre que l’échappement d’hydrogène est largement dominé par l’échappement de la population chaude. Le tableau 5.7 résume ces résultats (le flux intégré considéré est celui de H2O qui est deux fois plus faible que le flux d’échappement d’hydrogène donné au-dessus).

nc (x105)

(cm-3) ^{Tc (K)} Φ (x108) (cm-2 s-1)

Flux d’eau perdue

(x1026 s-1) (x10^{Perte totale d’eau} -3 precipitable μm/yr ou en m/Gyr) Population froide SZA=33° Population chaude 1.0 0.19 200 500 0.3 3.5 0.3 1.4 0.2 0.9 Population froide SZA=90° Population chaude 2.0 0.12 200 500 0.7 2.2 0.6 0.9 0.4 0.6 Population froide Average Population chaude 0.6 2.6 0.5 1.1 0.3 0.7

T

celui à SZA ~30°. Deux atomes d’hydrogène s’échappant correspondent à une molécule d’eau perdue par l’atmosphère de Mars.

Les flux d’échappement estimés sont inférieurs au flux limite de Hunten (annexe B) qui donne le flux limite de diffusion à l’homopause (limite entre la region dominée par le mélange et la région dominée par la diffusion) si l’on considère les espèces H et H2 (espèces

hydrogénées majoritaires dans la thermosphère). Par ailleurs la quantité de vapeur d’eau présente en moyenne dans l’atmosphère de Mars est de 10 pr μm, l’échappement moyen de 1 pr μm/an estimé à partir des mesures SPICAM/MEX montre donc que la vapeur d’eau contenue dans Mars, si elle n’était pas renouvelée par la sublimation des calottes polaires disparaîtrait au bout de 10 000 ans.

V.6) Conclusion et Persectives

Cette étude de l’analyse des premières observations SPICAM/MEX du rayonnement Lyman-α a montré que seuls les modèles à deux populations d’hydrogène : une composante thermique froide et une composante chaude permettaient à l’aide d’un modèle de transfert de rayonnement de reproduire les observations. De nombreuses extensions peuvent aider à affiner cette étude et mieux comprendre l’origine et la quantité d’hydrogène chaud :

o Extension de l’étude des observations Lyman-α par SPICAM

- L’étude des profils exosphériques Lyman-α plus récents obtenus par SPICAM. Les derniers profils exosphériques mesurés sont plus difficiles à analyser à cause des changements aléatoires de la haute tension (donc du gain) de SPICAM. Cependant l’analyse de ces profils montre que le profil d’intensité reste exploitable dans certaine gamme d’altitudes (ou l’on observe peu de changement de la HT).

- L’étude des profils Lyman-α au-dessous de 400 km (pour les observations ou il n y a pas de lumière parasite comme celle représentée Figure 5.2). Cette étude nécessiterait un modèle thermosphérique plus réaliste prenant en compte les réactions de production d’hydrogène atomique décrite au paragraphe V.5b.

5.6 Conclusion et perspective

F

proches de celles estimées sur les observations précédentes. Cette région pourra donc être analysée de la même façon que les observations étudiées dans ce chapitre.

- De nouvelles observations SPICAM en mode slew (rotation) ont été programmées pour permettre de sonder une plus grande région de l’atmosphère.

- Des observations conjointes SPICAM/HST (en collaboration avec J. Clarke de l’université de Boston) sont programmées pour d’une part comparer les résultats et donc d’améliorer la calibration absolue de SPICAM et d’autre part HST permettra d’observer une région beaucoup plus étendue de la haute atmosphère martienne et donc de peut être confirmer (ou infirmer) la présence d’une population chaude. Les observations HSTde très grande résolution permettent aussi de séparer les raies du deutérium et de l’hydrogène et donc de contraindre le rapport isotopique D/H dont l’importance dans l’estimation de l’échappement de l’eau a été indiquée dans le chapitre d’introduction.

o Amélioration du modèle de transfert de rayonnement

- Prendre en compte un profil de redistribution en fréquence et les variations de températures dans la thermosphère. Par exemple en utilisant le modèle de transfert de rayonnement Monte-Carlo.

- Prendre en compte la fonction de phase pour la redistribution angulaire, au moins pour le terme d’émission primaire.

- Prendre en compte des distributions non-maxwelliennes dans l’exosphère

o Amélioration de la modélisation de la couronne d’hydrogène

- En décrivant la composante chaude issue des réactions R1 et R2 décrite au paragraphe V.5b. Un modèle tel que celui utilisé pour décrire la recombinaison dissociative de O2⁺ pourrait assez facilement être utilisé pour cette étude en incluant de nouveaux potentiels d’interaction entre les atomes d’hydrogène produits et les molécules de CO2 et les atomes d’oxygène.

- Prendre en compte des effets non décris par la théorie classique de Chamberlain tels que la force résultant de la pression du rayonnement Lyman-α sur les atomes d’hydrogène susceptible de produire une population satellite (Chen et Cloutier 2003). J’ai développé une version Monte-Carlo reproduisant les profils de Chamberlain (pour des hypothèses identiques) qui permettrait de prendre en compte facilement cet effet ainsi que l’effet d’une distribution non-maxwellienne à l’exobase, les échanges de charge, une densité d’hydrogène non uniforme à l’exobase

- Détermination de la densité de la population d’hydrogène ENA par exemple en couplant un modèle d’exosphère d’hydrogène déduit des observations SPICAM avec le modèle hybride développé par R. Modolo et G.M Chanteur du CETP décrit aux chapitres 1 et 2.

Enfin les observations récentes réalisées par le spectromètre UV à bord de la mission cométaire ROSETTA lors de son passage au voisinage de Mars ont permis d’observer de nombreuses raies dont les raies Lyman-α et Lyman-β de l’hydrogène. La raie Lyman-β est particulièrement intéressante car elle est optiquement mince et pourrait donc permettre de déterminer la colonne densité intégrée sur la ligne de visée sans l’aide de modèle, mais sa superposition avec une raie de l’oxygène atomique rend l’analyse plus délicate lorsqu’on observe les régions basses de l’exosphère.