Le triplet de l’oxygène vu par SPICAM

L’analyse du triplet de l’oxygène vu par SPICAM a consisté à analyser quelques observations réalisées du côté jour. Seule les données obtenues à l’aide de la petite fente ont été étudiées car comme on l’a vu au chapitre précédent, les observations obtenues avec la grande fente ne permettent pas de séparer le triplet de l’oxygène de la raie Lyman-α.

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visée.

Les observations étudiées sont, comme dans le chapitre précédent des observations limbes (« grazing limb » voir figure 3.8). Mais, contrairement aux observations décrites au chapitre précédent, les observations étudiées ici sont effectuées au voisinage du péricentre de l’orbite de Mars Express (10 minutes de part et d’autre soit une durée totale de 20 minutes). La figure 6.2 représente les variations de l’altitude et de l’angle solaire zénithal du point tangent de la ligne de visée au centre de la bande centrale du CCD. L’altitude du point tangent varie sur des gammes d’altitudes moins importantes que les observations précédentes, généralement entre 80 et 400 km (Figure 6.2a). Ces observations peuvent être divisées en deux branches, une branche descendante, au cours de laquelle l’altitude du point tangent décroît et une branche

ascendante, au cours de laquelle l’altitude du point tangent augmente. L’angle solaire zénithal du point tangent n’est pas constant au cours de ces observations (Figure 6.2b).

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(voir chapitre 3).

Une difficulté dans l’étude du triplet de l’oxygène par rapport à l’étude de la raie Lyman-α provient du faible signal observé. La figure 6.3 représente deux spectres obtenus en moyennant 14 spectres individuels de l’observation 947. Pour le premier spectre (Figure 6.3a), l’altitude des spectres individuels moyennés varie entre 116 et 121 km, pour le deuxième (Figure 6.3b) l’altitude varie entre 148-156 km. Sur le premier spectre, le triplet de l’oxygène se distingue à peine du fond lumineux, contrairement au pic Lyman-α situé à sa gauche. Par contre, sur le spectre de droite, le triplet de l’oxygène est observé mais son intensité est beaucoup plus faible que celle de l’émission Lyman-α (10 à 20 fois plus faible). Plusieurs observations ont été regroupées pour déterminer de façon plus précise la raie de l’oxygène à 130.4 nm. Cette méthode a aussi été utilisée par Leblanc et al. (2006b ; 2007b) pour l’étude des bandes de Cameron de CO, de la bande B-X de l’ion CO2⁺ ou de la bande de Végard-Kaplan de N2 (voir chapitre 3). Cependant pour l’étude de ces raies optiquement minces, seuls les paramètres géométriques du point tangent de la ligne de visée devaient être identiques dans la détermination des spectres moyens. Le triplet de l’oxygène à 130.4 nm étant optiquement épais, toute la ligne de visée doit être considérée, il est donc nécessaire de ne regrouper que des observations dont la ligne de visée dans son ensemble varie peu. Les regroupements réalisés par Leblanc et al. (2006b) ne peuvent donc pas toujours être effectués. Le tableau 6.1 donne les différents groupement utilisés dans cette étude et les orbites qui composent ces groupements. Pour chaque groupement, on étudie séparément la branche descendante et la branche ascendante ce qui revient, pour certains groupements à distinguer deux gammes de SZA. Par exemple pour le groupement 1 contenant l’observation 947 (Figure 6.2), on distingue la branche descendante caractérisée par SZA < 50° de la branche ascendante caractérisée par SZA > 50°. On obtient ainsi au total 9 sous-groupes.

6.2 Le triplet de l’oxygène vu par SPICAM Groupements Orbites Groupement 1 947 ; 948 ; 952 ; 958 ; 959 ; 969 Groupement 2 1075 ; 1077 ; 1079 ; 1080 Groupement 3 1267 ; 1271 ; 1285 Groupement 4 1349 ; 1350 ; 1357 ; 1374 Groupement 5 1413 ; 1414

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Pour chaque sous-groupe, on moyenne ensuite tous les spectres individuels sur une trame en altitudes définie de telle sorte que l’on ait 40 spectres moyens et dont le pas varie exponentiellement avec l’altitude pour réduire le signal sur bruit qui augmente avec l’altitude. Les figure 6.4 et 6.5 représentent quelques exemples de spectres moyens obtenus à différentes altitudes pour les deux premiers groupements contenant respectivement 6 et 4 observations (Tableau 6.1). Le nombre de spectres individuels utilisés pour obtenir les spectres moyens représentés varie entre 11 et 65. Pour chaque spectre, on associe à chaque longueur d’onde une barre d’erreur sur l’intensité qui correspond à l’écart-type des intensité des spectres individuels.

On constate sur la figure 6.4 qu’au-dessous d’environ 140-150 km, les bandes de Cameron entre 180 et 250 nm dominent le spectre. Au-dessus de ~180 km, seules les deux raies exosphériques étudiées dans cette thèse sont observables, la raie Lyman-α de l’hydrogène (voir chapitre 5) et le triplet de l’oxygène à 130.4 nm. Pour ce groupement, la lumière parasite évoquée au chapitre précédent (Figure 5.2) n’est pas visible, en revanche le fond provenant de la lumière solaire diffusée par l’atmosphère (diffusion Rayleigh) est prépondérant au-dessous de 140 km autour des deux émissions exosphériques. Dans la suite, je ne considérerai que les observations au-dessus de 150 km. Le second groupement est formé de 4 observations qui malheureusement contiennent de la lumière parasite au-dessous de 150 km. Contrairement à Leblanc et al. (2006b , 2007b), j’ai gardé ces observations pour l’étude du triplet de l’oxygène, d’une part parce que c’est l’un des rares ensembles d’observations similaires à SZA ~ 50°, et d’autre part parce que la lumière parasite décroît très rapidement avec l’altitude et n’est plus du tout visible au-dessus de 150 km (on peut le vérifier en regardant le profil Lyman-α). On constate que le fond diffus est beaucoup moins important à 100 km que celui observé pour le groupement 1. Ceci est dû au fait que ce groupement est obtenu à SZA ~ 55° plus élevé que celui du groupement 1.

Pour la partie à SZA < 30° du groupement 4, le fond diffus reste important jusque 180 km. Seuls les spectres situés au-dessus de 200 km sont étudiés pour ce groupement. Les paramètres géométriques des différents groupements sont résumés dans le tableau 6.2

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bande du CCD composée de 32 lignes (151-182).

Le binning des différentes observations est soit 16, soit 32. Pour les observations avec un binning de 32, seules les bandes 1 et 2 du CCD sont situées devant la petite fente, pour les observations avec un binning de 16, toutes les bandes se trouvent devant la petite fente. La méthode pour déterminer l’intensité du triplet est la même que celle utilisée pour déterminer l’intensité de la raie Lyman-α décrite au chapitre 3. On intègre entre deux pixels de part et d’autre du signal observé (pixels 338 et 347) avec la méthode décrite dans le chapitre 3 (Fig. 3.16a). La figure 6.6 représente les profils d’intensité du triplet de l’oxygène obtenus sur les 5 bandes du groupement 3 et les profils obtenus en moyennant les 5 bandes.

6.2 Le triplet de l’oxygène vu par SPICAM

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* L’intensité étant vraiment très faible, ce sous-groupe ne sera pas étudié dans la suite, les paramètres géométriques sont indiqués pour information.

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et les triangles les observations durant la partie ascendante (SZA > 55°). Les profils des 5 bandes du CCD composées de 16 lignes, toutes situées devant la partie étroite de la fente sont données (rouge : bande 1, violet :

bande 2, vert : bande 3, bleu clair : bande 4, rose bande 5). En noir l’intensité moyenne des 5 bandes est représentée avec la barre d’erreur estimée à l’aide des barres d’erreur statistiques de chaque bande (non

représentées).