Le Dayglow de Mars
6.1 Le dayglow de V´ enus
Comme expos´e dans l’introduction, l’atmosph`ere ´eclair´ee de la plan`ete V´enus est ´ ega-lement le si`ege de ph´enom`enes d’airglow. Comme les constituants majoritaires de cette atmosph`ere sont identiques `a ceux de Mars, on s’attend `a ce que ces ´emissions soient tr`es proches, du point de vue spectral, de celles analys´ees dans cette th`ese. L’analyse de ces ´emissions `a l’aide du spectrom`etre SPICAV a ´et´e tent´ee `a plusieurs reprises du-rant la mission Venus-Express. Ces observations ne sont malheureusement toujours pas utilisables.
Lorsque la ligne de vis´ee de l’instrument p´en`etre dans l’atmosph`ere de V´enus, et que l’instrument pointe le limbe, celle-ci va rencontrer des altitudes de plus en plus basses. Le signal transitant par la grande fente de l’instrument est acquis `a des altitudes inf´erieures
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a celles acquises via la petite fente. Cette configuration spatiale est simplement due au fait que l’on ne peut pas exposer au Soleil la face -X du satellite. En effet, c’est sur cette face que sont fix´es les radiateurs servant au refroidissement de l’instrument VIRTIS (fonctionnant dans les domaines visible et infrarouge) et ceux-ci doivent imp´erativement ˆ
etre expos´es `a l’espace froid. En conclusion, la grande fente doit p´en´etrer la premi`ere vers le limbe de la plan`ete. Comme sur Mars, le limbe de V´enus r´efl´echit et diffuse le flux provenant du Soleil `a des altitudes l´eg`erement inf´erieures `a celles o`u l’on suppose que le dayglow v´enusien se produit. On appelle couramment cette partie du limbe de la plan`ete le ”limbe brillant”; il est repr´esent´e sch´ematiquement en jaune `a la figure 6.1.
La partie technique de ce probl`eme, relative `a la position de la grande fente projet´ee au limbe, est trait´ee en d´etails dansVillard [2009].
Figure 6.1: Observations au limbe du cˆot´e ´eclair´e de V´enus. De gauche `a droite : les fentes de l’instrument observent des altitudes de plus en plus basses et finissent par enregistrer le signal provenant du limbe brillant de la plan`ete (voir texte) [Villard,
2009].
On remarque `a la figure 6.2 que la partie du CCD correspondant au signal acquis `a travers la grande fente est illumin´ee par une composante spectrale s’´etendant sur des pixels allant de 0 `a 240. Grˆace `a la repr´esentation `a droite de cette figure, on remarque
que la grande fente ne croise pas encore les altitudes du limbe brillant (environ 80 km).
Si l’on s’attache maintenant `a une observation effectu´ee lorsque des altitudes plus basses sont balay´ees (voir figure 6.3), on peut noter que le CCD est en grande partie satur´e, alors mˆeme que la petite fente ne croise pas encore les altitudes du limbe brillant. Ceci est un ph´enom`ene de ”bavement” du signal tr`es intense venant des lignes sup´erieures du d´etecteur CCD vers les lignes inf´erieures. On comprend d`es lors facilement qu’il va ˆetre impossible dans cette configuration d’´etudier les ´emissions du dayglow qui se situent `a des altitudes un peu plus ´elev´ees `a cause de ce signal parasite provenant du flux solaire et venant perturber le signal utile.
Figure 6.2:Image compl`ete du CCD lors d’une observation au limbe. La position des fentes par rapport au limbe brillant est repr´esent´ee `a droite [Villard,2009].
Figure 6.3:Image compl`ete du CCD lors d’une observation au limbe. La position des fentes par rapport au limbe brillant est repr´esent´ee `a droite [Villard,2009].
Les observations correspondant aux figures 6.2 et 6.3 ont ´et´e effectu´ees avec un temps d’int´egration de 640 ms et avec une HT de 73. En vue de r´eduire l’intensit´e du signal acquis par le d´etecteur, la premi`ere ´etape est de r´eduire le gain de l’intensificateur en modifiant la HT. En r´eduisant sa valeur au minimum possible, sachant qu’`a HT = 0, aucun photon n’est transmis au d´etecteur, on pourrait esp´erer ne pas saturer le d´etecteur CCD lors d’une observation de dayglow.
La figure6.4 pr´esente une moyenne de 24 images CCD acquises lors de l’orbite 848A03 (le 16 Aoˆut 2008). Les param`etres d’observation ´etaient alors de 640 ms pour le temps d’int´egration et de 1 pour la HT. Mˆeme avec ce niveau d’intensification, on peut re-marquer que les valeurs des lignes du CCD visant les hautes altitudes sont perturb´ees par le signal intense enregistr´e via la grande fente, et ne peuvent pas ˆetre utilis´ees pour une analyse, quantitative ou mˆeme qualitative, du dayglow. Notons que l’on distingue l´eg`erement ce qui pourrait ˆetre l’´emission de CO+2 en bas `a gauche du d´etecteur, au niveau de la colonne 20.
Figure 6.4: Moyenne des 24 images CCD acquises au cours de l’observation 848A03 (16/08/2008) [Villard,2009].
L’analyse du dayglow de V´enus semble ˆetre vou´ee `a l’´echec `a cause de cette configu-ration g´eom´etrique particuli`ere de l’instrument et du satellite. Toutefois, de nouvelles observations du dayglow ont ´et´e r´ecemment tent´ees dans une nouvelle configuration de pointage. Celle-ci consiste `a positionner la fente de l’instrument parall`element au limbe de V´enus. En effet, comme la largeur des fentes est bien plus petite que leur longueur, il devrait ˆetre possible de balayer avec l’instrument des altitudes plus basses avant d’ˆetre gˆen´e par le limbe brillant de la plan`ete. Cette configuration correspond au cas extrˆeme d’´eclairement encore acceptable de la face -X du satellite et des radiateurs qui y sont pr´esents. Ce type d’observation doit ´egalement impliquer d’autres contraintes : le champ de vue de l’instrument projet´e verticalement au limbe doit ˆetre petit. Ce champ de vue dans cette configuration particuli`ere n’est plus dict´e que par la distance entre l’instru-ment et le point tangent le long de la ligne de vis´ee. On a donc int´erˆet `a se trouver le plus proche possible de la plan`ete. Dans une moindre mesure, si la fente n’est pas parfai-tement parall`ele au limbe, ce champ de vue sera l´eg`erement influenc´e par le param`etre
BIN que l’on pourrait r´eduire au minimum (l’intensit´e du signal ´etant grande, ceci ne devrait pas poser de probl`eme). Les fichiers d’archives correspondant `a ces observations ne sont, `a l’heure actuelle, pas encore disponibles dans la banque de donn´ees SPICAV.
Si ces tentatives d’observations devaient se r´ev´eler concluantes, une analyse similaire `a celle effectu´ee au chapitre 5 pour la plan`ete Mars pourrait alors ˆetre entreprise. Des conclusions pourraient ˆetre tir´ees de ces observations, et le mod`ele de dayglow bas´e sur un code de Monte Carlo pourrait ´egalement ˆetre utilis´e `a des fins comparatives.