Reconstruction du spectre UV solaire en vue de la caractérisation des environnements planétaires

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caractérisation des environnements planétaires

Gaël Cessateur

To cite this version:

Gaël Cessateur. Reconstruction du spectre UV solaire en vue de la caractérisation des environnements

planétaires. Astrophysique stellaire et solaire [astro-ph.SR]. Université d’Orléans, 2011. Français.

�tel-00988360�

ÉCOLE DOCTORALE SCIENCES ET TECHNOLOGIES

Laboratoire de Physique et de Chimie de l’Environnement et

de l’Espace (LPC2E)

THÈSE

présentée par :

Gaël CESSATEUR

soutenue publiquement le

17 octobre 2011

pour obtenir le grade de :

Docteur de l’université d’Orléans

Discipline/ Spécialité :

Sciences de l’Univers

Reconstruction du spectre UV solaire en vue de la

caractérisation des environnements planétaires

JURY :

M. Alessandro SPALLICCI

Professeur, Université d’Orléans

Président du jury

M. David BERGHMANS

Workleader, Observatoire Royal de Belgique

Rapporteur

M. François LEBLANC

Chargé de Recherche, LATMOS

Rapporteur

M. Jean-François HOCHEDEZ

Directeur de Recherche, LATMOS

Examinateur

M. Joël PONCY

Ingénieur de Recherche, Thales Alenia Space

Examinateur

M. Thierry DUDOK de WIT

Professeur, Université d’Orléans

Directeur de thèse

Je souhaite toutd'abord remer ier haleureusement mes deux dire teurs de thèse, Thierry Dudokde WitetJeanLilensten, quim'ont a ompagnépendant estroisannées. Je onsidère ette han eextraordinairedevousavoireu ommedire teursdethèse.Mer idon pourtous es momentspassésàdis uter(des ien emaisaussid'autres hoses),dem'avoirapprisénormément de hoses, et surtout de toujours avoir eu onan e en mon travail. Mer i don pour tous es moments de partages, de grande é oute et bien plus en ore! Je suis tout à fait partant pour renouveler e ontrat de troisannéessupplémentaires!!!

Je remer ie toutspé ialementMatthieu Kretsz hmar, quim'a faitdé ouvrirlemondede la s ien e lors de mon stage de M2, et qui m'a vraiment donné envie de ontinuer en thèse par lasuite.Toujoursprésent,toujours ritiqueet onstru tif, mer ipour tonen adrementet ette bonne humeurtoujours présente (etsurtout pour m'avoirtoutappris surIDL)!

Je remer ie David Berghmans et François Leblan d'avoir pris le temps de rapporter e travail de thèse ainsi que les autres membres de jury, Jean-François Ho hedez, Joël Pon y et Alessandro Spalli i.

J'ai eula han edepouvoiree tuer ette thèsedansdeuxlaboratoires:jeremer ie Mi hel Tagger, dire teur du LPC2E sur Orléans ainsi que Jean-Louis Monin, dire teur de l'IPAG sur Grenoble de m'avoir sibien a ueilli. Je remer ie également Ronald Vander Linden, dire teur de l'observatoire royalede Belgique, pour m'avoir a ueillien dé embre2010. Mer iégalement àMarie Dominique, Ali BenMoussaetAnne Vandersyppe.

Je remer ie parti ulièrement Jean de m'avoirdonné l'o asion dedé ouvrir leroyaume des oursblan s, le Svalbard, alors tout nouveau thésard. Mer i également à Hélène, Mathieu,F ré-déri etYves, les autres membres de ette expéditionpolaire!

Au ours de es deux années et demi passés au sein du LPC2E, je ne peux que souli-gner l'ex ellente ambian e dont j'ai pu proter, notamment dans la salle des thésards! Mer i don à tous es joueurs de ounter en herbe du midi! La liste de es joueurs expérimentés est maintenant trop longue, mais tous se re onnaîtront! Un énorme mer i pour Julien F es-sart, pour tous es nombreux moments passés au labo et surtout hors du labo : toutes es soirées philosophiques/geek/ ulinaire/wii-linuxiennes me manquent déjà! Mer i à Xavier et à Jean-Yvespour tousleurs pré ieux onseils!Mer iàtoute lajoyeuse bande:Grégory,Yassine, Mouss,Rémi,Véroni a, Hugo,Jérémypour labonne ambian e surtoutes esmaps!

Je tiens àremer ierégalement toutel'équipeAstro,spé ialement GillesTheureauetIsmaël Cognard, pour m'avoir si bien a ueilli dans leur équipe, et pour m'avoir donné l'o asion d'enseigner en astronomieà lafoisau radiotéles ope de Nan ayetà l'université d'Orléans.

Je remer ie également Loï Burnel et Emannuel Truong pour m'avoir a ompagné lors de mon monitorat à l'IUT d'Orléans. Ce fut une expérien e très enri hissante qui me tarde de pouvoirrenouveler unjour!

BienquemonséjoursurGrenoble soitassez bref(10moisquant même),j'ai faitla onnais-san e d'une équipe dynamique et extrêment sympathique. J'ai eu aussi la bonne surprise de retrouverquelquesamis ingénieurs,eux aussien thèse.Mer i à Ni o l'aveugle, Thomaset spé- ialement à Yann (heureusement dansun sens qu'il y avait une loison pour nousséparer :-)), àHélène (en ore!), Ulysse, Flo,Jean-Yves, Xavi,et Alex(dont lasu eptibilité n'a d'égaleque son oup droit en tennis) pour tous es bons moments! Mer i également à Cyril (entre autre pour m'avoirfait unpeusortir duROB!)etGuillaume G.pour tous esmoments departage!

Jeremer ie très haleureusement mes parentsetmes grandsparents.Mer i don pouravoir toujours été présent à mes tés, et surtout de toujours roire en moi et toujours su que je pouvais réussir! Mer i pour tout e soutien et surtout de votre présen e qui m'ont bien plus qu'aidépendant estrois annéesde thèse!

Je remer ie très ae tueusement Albane, de m'avoir toujours en ouragé et supporté, tout spé ialement es quelques derniers mois de réda tion entre Grenoble et Montélimar! Mer i d'avoirétéplus queprésentepour moietd'avoir partager tout e stress surtout!Tout était un peu plusfa ileà deux!

Mer idon à mafamilled'avoirtoujours eu onan e enmoi,etsurtout d'avoir puassister àmasoutenan edethèseetpartager e moment trèsspé ialdemaviedetoutjeune her heur. Iln'y avait pasdeplus beau adeau!

1 Introdu tion 1

1.1 LeSoleil, notre étoile . . . 1

1.1.1 Stru tureinterne duSoleil . . . 2

1.1.2 Le hampmagnétique . . . 4

1.1.3 L'atmosphèresolaire . . . 5

1.2 L'irradian esolaire spe trale. . . 9

1.2.1 Introdu tion. . . 9

1.2.2 Lerayonnement UV . . . 10

1.2.3 Mé anismesde formationdu rayonnement UV . . . 10

1.2.3.1 L'état d'ex itation . . . 12 1.2.3.2 L'état d'ionisation . . . 13 1.2.3.3 Pro essus d'émission . . . 13 1.2.3.4 Formationdu ontinuum . . . 14 1.3 L'a tivité solaire . . . 15 1.3.1 Phénomènespériodiques . . . 15 1.3.2 Phénomènestransitoires . . . 17 1.3.3 La ohéren e spe trale . . . 18

1.4 Impa tdu uxsolaire surlesatmosphères planétaires . . . 20

1.4.1 Introdu tion. . . 20

1.4.2 Comment modéliser etimpa t? . . . 21

1.4.3 Météorologiede l'espa e . . . 23

1.4.4 Lienave le limat? . . . 25

1.5 Organisationde lathèse . . . 27

2 Modèles d'irradian e pour l'UV 29 2.1 Les ampagnesd'observation . . . 29

2.2 Lesmodélisations dela variabilité de l'irradian e solaireUV . . . 32

2.2.1 L'UVLointain (FUV)etMoyen (MUV) . . . 34

2.2.2 L'ExtrêmeUV (EUV) . . . 38

2.2.3 Pertinen e desModélisationsEmpiriques ave desIndi es . . . 44

2.3 Unespoir sansindi es? . . . 47

2.3.1 Philosophie de Travail . . . 47

2.3.2 Lesdonnées d'irradian e . . . 48

2.3.2.1 Origine desDonnées . . . 48

2.3.2.2 Composition dujeu de données . . . 49

2.3.2.3 Étalonnage etDégradation desInstruments . . . 50

3 Appro hes Statistiques 53

3.1 Introdu tion . . . 53

3.2 Présentation desMéthodes. . . 54

3.2.1 Méthode de dé omposition . . . 55

3.2.2 Méthode de lassi ation . . . 58

3.3 Appli ations desMéthodesauxDonnées d'Irradian e . . . 60

3.3.1 Grandes É helles de Temps . . . 61

3.3.1.1 Distribution desPoidsStatistiques . . . 61

3.3.1.2 Analyse desmodes . . . 61

3.3.2 PetitesÉ helles deTemps . . . 67

3.3.2.1 Distribution desPoidsStatistiques . . . 67

3.3.2.2 Analyse desmodes . . . 68

3.4 Con lusions . . . 74

4 Re onstru tion du ux UV 77 4.1 Introdu tion . . . 77

4.1.1 Présentation du modèle . . . 78

4.1.2 Simulation desréponses . . . 81

4.2 Bandes passantes tives . . . 81

4.2.1 Dénition d'unestratégie . . . 83

4.2.2 Mise àl'épreuve . . . 85

4.2.3 Limitations de ette appro he . . . 88

4.3 Bandes passantesréelles . . . 91

4.3.1 Des ription desbandespassantes . . . 91

4.3.2 Appli ation de notre stratégie . . . 94

4.3.2.1 Petites é helles detemps . . . 94

4.3.2.2 Grandesé helles de temps. . . 96

4.3.3 Quelquesexemples dere onstru tion . . . 98

4.4 Mise enpratique . . . 103

4.5 Bilanetperspe tives . . . 106

5 Perspe tives Instrumentales 109 5.1 Aspe tsTe hnologiques . . . 110

5.1.1 A proposdesdéte teurs . . . 110

5.1.1.1 Quelsmatériaux? . . . 110

5.1.1.2 Lesdiérentes ar hite tures . . . 113

5.1.1.3 Con lusions . . . 114

5.1.2 Dégradation desbandes passantes . . . 114

5.1.2.1 Contamination desltres . . . 114

5.1.2.2 Changement delaréponse spe traledesltres . . . 116

5.1.3 Con lusions . . . 124

5.2 Quels hoix pourl'avenir? . . . 124

5.2.1 Une ar hite ture sans ltres? . . . 125

5.2.2 Mise àl'épreuve . . . 127

5.2.2.1 Petites é helles detemps . . . 129

5.2.2.2 Grandesé helles de temps. . . 130

6 Photoabsorption de l'atmosphère de Ganymède 137

6.1 Ganymèdeen quelqueslignes . . . 137

6.2 L'atmosphèrede Ganymède . . . 138

6.3 Impa tdu uxUV surl'atmosphère deGanymède . . . 140

6.3.1 Hypothèse de travail . . . 140

6.3.2 Modélisationde laréponse del'atmosphère au uxUV . . . 141

6.3.2.1 Prin ipe de lamodélisation . . . 141 6.3.2.2 Se tions e a es . . . 143 6.3.3 Géométriedu problème . . . 144 6.3.4 Photoionisation . . . 145 6.3.4.1 Cas 1 et2. . . 145 6.3.4.2 Cas 3,4 et5 . . . 146

6.3.4.3 Comparaisons ave les mesuresde Galileo . . . 147

6.3.5 Photoex itation . . . 150

6.4 Comparaisons entre diérents modèlesd'irradian e . . . 154

6.4.1 LemodèleHEUVAC . . . 154

6.4.2 Àpartir desbandespassantes . . . 156

6.4.3 Estimationdu TEC . . . 157

6.5 Con lusions . . . 159

Con lusions générales et perspe tives 161 A Évolution des étoiles du type solaire 167 B Le rayonnement Ultraviolet 171 B.1 Lespe tre solaire UltraViolet . . . 171

B.2 GrandeuretDénitions . . . 172

B.2.1 Intensité Spé ique . . . 172

B.2.2 Équationdu rayonnement . . . 172

B.3 Mé anismesdeformation duspe tresolaire en émission . . . 173

B.3.1 L'état d'ex itation . . . 173

B.3.1.1 Les pro essusphysiques . . . 173

B.3.1.2 L'état d'équilibre . . . 175

B.3.2 L'état d'ionisation . . . 176

B.3.2.1 Les pro essusphysiques . . . 176

B.3.2.2 L'état d'équilibre . . . 177

B.3.3 Pro essusd'émission . . . 177

C Formation de l'ionosphèreterrestre 181 D Les o ultations vues par l'instrument LYRA 185 E A tes de publi ation et Communi ations 195 E.1 Arti lespubliésetsoumis . . . 196

E.1.1 TheInuen eof Solar Flareson theLower Solar Atmosphere . . . 196

E.1.2 Monitoring the solar UV irradian e spe trum from the observation of a fewpassbands. . . 207

E.1.4 Coronal temperature mapsfromsolar EUV images . . . 229

E.2 Communi ations . . . 246

Bibliographie 247

Table des Figures 261

Introdu tion

Sommaire

1.1 Le Soleil,notreétoile . . . 1

1.1.1 Stru tureinterneduSoleil. . . 2

1.1.2 Le hampmagnétique . . . 4

1.1.3 L'atmosphèresolaire . . . 5

1.2 L'irradian e solaire spe trale . . . 9

1.2.1 Introdu tion . . . 9

1.2.2 LerayonnementUV . . . 10

1.2.3 Mé anismesdeformationdurayonnementUV . . . 10

1.3 L'a tivité solaire . . . 15

1.3.1 Phénomènespériodiques . . . 15

1.3.2 Phénomènestransitoires . . . 17

1.3.3 La ohéren espe trale . . . 18

1.4 Impa t du uxsolaire sur lesatmosphèresplanétaires . . . 20

1.4.1 Introdu tion . . . 20

1.4.2 Commentmodéliser etimpa t? . . . 21

1.4.3 Météorologiedel'espa e . . . 23

1.4.4 Lien ave le limat? . . . 25

1.5 Organisation de la thèse . . . 27

1.1 Le Soleil, notre étoile

Représentant à lui seul 99,86% de la masse du système solaire, le Soleil fait gure d'astre imposant,in ontournable etsurtout indispensable pour l'émergen e de la vie. Ave une masse d'environ

M

⊙

= 2.10

30

kg et un rayon

R

⊙

= 7.10

8

m (soit respe tivement 3.3 10

5

et 109 fois plusgrandque laTerre),leSoleil n'est pourtant qu'uneétoile moyenne, aumilieu de son y le de vie, perdue parmi plus de 200 milliards d'étoile dans notre Galaxie, la Voie La tée. Notre étoile sesitue aux deuxtiers du rayon gala tique, près du brasspirale du Sagittaire-Carène et metenviron200millionsd'annéespourfaireuntoursursonorbite autourdu entregala tique. La Terre orbite autour duSoleil à unedistan e moyenne d'environ150 millions,soit une unité astronomique (UA). Comme pour toutes les planètes du système solaire, l'orbite terrestre est ellipitque (ave uneex entri ité d'environ

ǫ = 0.016

).

Unparamètreimportantestlaluminositésolaire,dénie ommelapuissan etotalerayonnéepar leSoleil,intégréesurtoutlespe treéle tromagnétique,

L

⊙

.D'unpointdevueplusgéo entrique, 'est surtoutl'irradian e solaire totale, S(également appelée onstantesolaire pour desraisons historiques) quiest unparamètre essentieletsurtoutmesurable à l'aided'instruments pla és à bord de satellites, telque

S = L

⊙

/4πR

2

(ave R =1 UA). Bienque lamesurede la onstante solaire fasse débat aujourd'hui dans la ommunauté s ientique, un bon ordre de grandeur reste

S = 1361

W/m

2

.Nous pouvonsestimer la puissan e totale rayonnée, de l'ordre de

L

⊙

=

3, 85.10

26

W.

EnutilisantlaloideStefan,

L

⊙

= 4πR

2

⊙

σT

_{ef f}

4

,nouspouvonsestimerlatempératuredesurfa e,

T

ef f

,assimiléeàlatempérature d'un orpsnoir,soit

T

ef f

=5777K.La température desurfa e est un ex ellent paramètre pour lasser les diérents types d'étoiles. On utilise également le spe tred'uneétoile, ave ounon laprésen ede ertaines raiespourles lasser.Ainsi,on lasse les étoiles par deslettres allant du plus haud au plus froid

1

.Ainsi leSoleil est lassé du type spe tral G2-V : d'une température de surfa e relativement froide,

T

ef f

=5777 K, on observe bien ertainesraies omme elledu al iumioniséCaII.Vreprésentela lassede luminositéde l'étoile,allant de Ipourles supergéantesà VI pour lessous-naines.

LeSoleilestunastre omplexe,mais 'estsurtout laseuleétoilepourlaquelleuneétude appro-fondieestréellementpossibledufaitdesaproximité.Mieux omprendresastru turemaisaussi tous lesmé anismes physiquesqui font denotre Soleilune étoilevariable enbiendesmanières, sont des étapes fondamentales an de mieux omprendre la formation des étoiles en général. Une ourte introdu tion sur laformation etl'évolution des étoiles detype solaire estprésentée dansl'annexe A.

Le Soleilpeutse diéren ieren deux parties, étroitement liées: lastru ture interne et l'atmo-sphère, ommel'illustrelagure1.1.

1.1.1 Stru ture interne du Soleil

Les premiers modèles de la stru ture interne du Soleil avaient initialement pour but de omprendre d'oùvenaitl'énergierayonnée.Undespremiers modèles,datant duXIXèmesiè le, onsistait àpenserque leSoleiln'étaiten faitqu'une boulehomogène de harbon.Par rapport à samasse, la durée de vie d'un tel objet émettant autant d'énergie par se onde que le Soleil serait d'environ 5000 ans. Il en va de même pour des modèles dont l'énergie serait purement gravitationnelle ave une duréede vie appro hant quelques 10 millions d'années. Ces résultats étaient en ontradi tion agrante ave les observations géologiques sur Terre, datant ertaines ro hesdeplusd'unmilliardd'années.Cen'estqu'en 1896ave ladé ouvertedelaradioa tivité et elle d'Eddington sur l'abondan e en hydrogène et en hélium du Soleil, que les premières hypothèsesde latransformation nu léaire furent émises.

L'intérieur du Soleil nous est invisible du fait de l'opa ité de la matière. La stru ture interne de notre étoile est aujourd'hui plutt biendénie àpartir desobservations desa surfa e,mais aussien onje turant indire tement l'intérieur viadesméthodestellesquel'héliosismologie, qui onsiste à étudierles mouvements sismiquesde l'intérieurdu Soleil. Ondistingue trois parties, 1. L'ordredes lettresdu plus haudau plusfroid : W, O,B, A, F,G, K,M, R, N, etS.Un nombre est

Figure 1.1.Coupe s hématique duSoleil. Les diérentes zones internesainsi quelesdiérentes par-tiesde l'atmosphère solaire (à diérentes longueursd'onde) sont représentées. Quelques parti ularités de la surfa e ommelesta hessolairesetles protubéran essont également représentées. Crédits :ESA,NASA.

propres àune étoilede type solaire :

•

Le noyau. Plus de 50% de la masse du Soleil est ontenue dans le noyau. O upant environ un quart du rayon solaire, la densité est de l'ordre de 1,6.10

5

kg.m

−

3

, ave une température de l'ordre de 15 millions de degrés, e qui permet les réa tions de fusion nu léaire transformant l'hydrogèneen héliumvia le y leproton-proton suivant :

Cy le pp

→























(i)

Hydrogène

→

Deutérium

1

1

H +

1

1

H →

2

1

H + e

+

+ ν

e

(ii)

Deutérium

→

Hélium 3

2

1

H +

1

1

H →

3

2

He + e

+

+ γ

(iii)

Hélium 3

→

Hélium 4

3

2

He +

3

2

He →

4

2

He + 2

1

1

H

2 × (i) + 2 × (ii) + (iii)

4

1

₁

H →

4

₂

He + 2e

+

+ 2ν

e

+ γ

où

ν

e

et

γ

représente respe tivement les neutrinos éle troniques et les photons gamma. Plusde 95%de l'énergiesolaire estproduite via e y lepp.Le bilanénergétiqued'untel pro essusse al uleen omparantladiéren edemassetelleque

∆m = m

(He)

− 4m

(H) , equiexpriméenénergiedevient

∆E = ∆mc

2

_{= 6, 5.10}

14

J.kg

−

₁

.Pour uneétoiledetype solaire, 20% de l'énergie est émise sous forme de neutrinos (

ν

e

)

2

, les 80% restants sous forme de photons, soit

L

⊙

= 3, 86.10

26

W. La puissan e totalerayonnée est de l'ordre de 2. Danslesannées60,lespremièresdéte tionsdeneutrinosnemesuraientqu'untiersseulementdesneutrinos préditsparla théorie.Onne peutdéte ter seulementles neutrinos detypeéle troniques, orentrela Terre et le Soleil,le neutrino peut setransformer viades os illations deRabi endeux autres "saveurs", muonique ou

P

⊙

= 4, 70.10

26

W. On obtient dire tement le nombre d'atomes d'hélium produit haque se onde,

n

He

tel que

n

He

= P

⊙

/∆E = 1, 04.10

38

atomes. Ainsi environ 700 millions de tonnes d'hydrogène entrent en fusion toutes les se ondes pour produire ette énergie. La pression de fusion engendrée permet de lutter ontre lagravité propre de l'étoile, e qui permet un équilibre hydrostatique. Un autre y le de fusion omme le y le de Bethe, ou CNO, utilise omme atalyseur le arbone, l'oxygène ave des étapes intermédiaires in luant l'azote pour produire l'hélium. Ce y le de produ tion d'énergie équivalente au y leppreprésenteenviron5%des hainesdefusion.L'énergieainsiproduitevaparlasuite êtreéva uéeparleszonesplusexternes,d'abordradiativement,puisenn onve tivement.

•

La zone radiative. Cette zone s'étend jusqu'à 0.7

R

⊙

. L'énergie issue des réa tions nu léaires est àenviron80% sousforme de radiation. Ces photons sont dansun environ-nement fortementionisé.Ilsvontfortementintéragirave leséle tronslibresainsiqu'ave les ions. Ces photons sont d'abord absorbés, puis émis, puis de nouveau absorbés puis ré-émis, et . Un photon peutmettre plusieurs millions d'années pour faire le voyage du entreduSoleiljusqu'àlasurfa e, ontrairement auxneutrinosquimettentunpeuplusde deuxse ondespourfaire lemêmevoyage, puisqueilsintéragissent extrêmement peu ave lamatière.Par eetdedilution, ladensitéetlatempératurebaissentplusons'éloignedu oeur.Lesphotons perdentde l'énergieà haqueémission, leurlongueur d'onde augmen-tant petit à petit : au entre le rayonnement produit est du domaine

γ

, et à la surfa e l'essentiel du rayonement appartient au domaine visible et infrarouge. Au bord de la ré-gion radiative, la température estde l'ordre de 2 millions de degrés. La température est assezbassepourassurerlare ombinaisonde

H

+

.Ilyabeau oupmoinsd'éle tronslibres su eptibles d'interagir ave les photons, e qui rend le pro essus radiatif moins e a e pour éva uerla haleur.

•

Lazone onve tive.Letransportdesphotonsviadesmouvementsdeplasmaeste a e pour éva uer l'énergie jusqu'à la surfa e. Des remontées de plasma haud roisent du plasma froid qui redes end dans les ou hes plus profondes. Un photon ne met qu'une dizainede jourspour traverser lazone onve tive. Ensuitelemilieu estsusamment peu densepourquel'énergiepuissedenouveauêtreéva uéeradiativement etlemilieudevient optiquement min e pour laisser passer sans intera tion les photons, 'est là que débute l'atmosphère solaire.Ondénit laphotosphère omme lasurfa edu Soleil.

1.1.2 Le hamp magnétique

Le hamp magnétiquetendà stru turer lamatière àl'intérieur du Soleiletdansson atmo-sphère. Ce hamp magnétique estprin ipalement généré dans lata ho line, zonede transition entre la zone radiative, en rotation uniforme, et la zone radiative qui est en rotation diéren-tielle,leplasmatournant plusviteàl'équateurque eluiauple.Le hampmagnétiqueest réé par eet dynamo, 'est-à-dire par des phénomènes indu tifs liés aux mouvement du plasma. Onpeutdé omposer e hampmagnétique endeux omposantes:un hamppoloïdal, dont les lignes defor e sontprin ipalement dansles plans ontenant l'axe solaire,etun hamptoroïdal ave des lignes de for e on entriques autour de l'axe solaire.Le y le d'a tivité solaire est di-re tement lié à l'évolution de es deux omposantes au ours du temps. La gure 1.2 présente

Commençonsenpériodedeminimumsolaire,la omposantetoroïdaleestnulle,le hamp magné-tiqueglobalepeutsesimplierenun hampdetypedipolaire,l'hémisphèreNordestdepolarité nord ommelemontrelagure 1.2.a). Le Soleilest dit alme, sansta he, laphotosphèreétant bienhomogène.La ara térisation d'unephotosphère almeest ompliquéedanslesfaits :tout dépendduniveau derésolution desimages, pour dis ernerles stru turesmagnétiques depetite é helle. La surfa e du Soleilest également en rotationdiérentielle :la période de rotation est d'environ30joursauple,pour25joursàl'équateur.Sousl'eet de etterotationdiérentielle en surfa e, les lignesde hamps se déforment et ommen ent à s'enrouler autour du Soleil. La omposante du hamp toroïdale n'est plus nulle omme le montre les gures 1.2.b) et 1.2. ). Lorsque ertaines lignes de hamp ont une omposante toroïdale maximale, des tubes de ux émergentensurfa e,desta hesapparaissantàlasurfa e.Nouspouvonsvoirsurlesgures1.2.d) et 1.2.e) la formation de groupes de ta hes. Dans l'hémisphère nord, les ta hes qui pré édent sontdepolaritépositivequelesta hesquisuiventsontdepolariténégativeselonlesensde rota-tionduSoleil.Lesta hesmigrent versl'équateur,impliquant unediminutiondu hamptoroïdal au prot du hamp poloïdal. Cela résulte en un nouveau minimum solaire, ave une polarité magnétiqueinversée, ommelemontrelagure1.2.f).Enréalité, es y lesnesesu èdent pas parfaitement,si bienqu'il existe une ourte période pendant laquelle lesdeux hampstoroïdal et poloïdal sont bien présents an d'expliquer des hevau hements de y les omme on peut l'observersur les diagrammes papillon (voir gure 1.5).Ce y le s'ee tue approximativement en11 ans,ilfaut environ22anspourobtenir un y lemagnétique omplet,leSoleilretrouvant sa ongurationmagnétique dedépart.

Figure 1.2.Représentation s hématique du y lemagnétique solairetiréede Paterno(1998).

1.1.3 L'atmosphère solaire

LespremièresobservationsduSoleilpeuventserésumeràl'observationseuledesa"surfa e", à savoir la photosphère, où le rayonnement est disso ié de la matière en omparaison ave les

ommeune zonedepassage entreunmilieu en ore optiquementépais àun milieuoptiquement min e. Comme l'opa ité dépend de la longueur d'onde, le plasma n'est pas transparent aux mêmes altitudes pour toutes les longueurs d'onde. Dans la bande spe trale entre 300 et 1000 nm,l'ion

H

−

joueunrleprédominantetpar onséquentdomine lairementl'opa ité (Vernazza et al., 1976). Pour les longueurs d'onde inférieures, e sont surtout des espè es neutres telles que le fer, le sili ium, l'aluminium ou en ore le magnésium, tous présents dans l'atmosphère solaire, qui vont déterminer l'opa ité. Par dénition, on dénit omme altitude zéro l'endroit oùl'opa ité est égaleà un,pour la

λ

=500 nm(

τ

500

= 1

) dénissant ainsilasurfa e duSoleil. Les photons à ette longueur d'onde ne sont plus totalement absorbéspar leplasma, le milieu est omplètement transparent.

L'atmosphère est stru turée en température, e qui permet de diéren ier ertaines zones, omme lemontre lagure1.3.Durant lesé lipses, on peutobserveren lumière visiblela hro-mosphère et la ouronne, bien au-dessus du limbe lunaire/solaire. Ces deux régions, pourtant pro hes l'une de l'autre etparfois entremêlées, ont destempératures de magnitude totalement diérentes:environ10000Kpourla hromosphère,etplusdumilliondedegréspourla ouronne solaire.La gure 1.3est lairement s hématique, ar ette atmosphère ne s'applique qu'au as d'unSoleil alme, sansstru ture magnétique(don sansta he), pour une symétriesphérique. La région de l'espa e soumise à l'inuen e de l'atmosphère solaire, prin ipalement par le vent solaire, s'appelle l'héliosphère. Cette zones'étend au-delà du nuage de Oort (à plus de 100000 UA),oùventsolaireetventstellairenissentpars'opposer.Nousnouslimiteronstoutefoisdans lasuite à l'atmosphère "pro he" duSoleil.

•

La photosphère.C'estdon lasurfa eduSoleil,déniedanslapartievisibleduspe tre. Épaisse d'environ 500 km, la photosphère est la sour e de plus de 99% du rayonnement total duSoleil, prin ipalement danslevisible, quel'onpeutapproximer aupremier ordre au rayonnement d'un orps noir. La température ydé roit progressivement de 5777 K à 4200 K.

Laphotosphèren'estpasaussihomogènequelelaissaientsupposerlesan iensdogmessur laperfe tiondel'astre solaire.Lespremièresobservations desta hessolairespeuvent être attribuées aux hinois, il y a plus de 2000 ans. En Europe, il faut attendre le début du XVII

e

siè leave lesobservationsdel'allemandChristopheS heiner puis ellesdeGalilée. Ces ta hes solaires sont des zones où le hamp magnétique est parti ulièrement intense. Ellessontgénéralementpro hesdel'équateur(latitudeinférieure à40

◦

).Dansles ou hes plusprofondes,toute onve tion verslasurfa eestbloquéepar efort hampmagnétique. L'apportd'énergieétantréduit,latempératureyestdon plusbasse,entre3700Ket4200 K. Par ontraste, es zones nous paraissent plus sombres. Autour desta hes, on observe deszones plusbrillantes, lesfa ules.

Sile hampmagnétiquephotosphériqueest lo alement plusfaible,la onve tion prendle dessus et on peut observer des ellules dites de granulation, de taille ara téristique de 800 km ave un temps de vie entre trois et huit minutes. Ces ellules sont la signature de la onve tion desbullesde plasma as endantes etdes endantes. La vitessede montée peutallerentre 500 m.s

−

1

et1 km.s

−

1

.Lesmouvements de onve tion du plasmaversla surfa etendentà on entrerle hampmagnétiqueversleborddesgranules.Delamatière peut s'é happer ontinuellement du Soleil via les lignes de hamp ouvertes lo alement

Figure 1.3.Distribution de la température en fon tion de l'altitude pour un Soleil alme àsymétrie sphérique, obtenuesuiteàdesobservationsdurayonnementultraviolet.Ce graphe repré-sente aussilesprin ipales raiesde Fraunhofer. Graphique tiréde Vernazzaetal.(1981).

de près de 10000 km traversant la photosphère. A plus grande é helle, on peut observer lasupergranulation, ave des ellulesde taillede 30000 km etune duréede vieentre1 et 2jours. Ces ellulespeuvent trouver leur origine dansdes mouvements de onve tion de ou hesplus profondes, sefragmentant pour donner lieu à la granulationplus pro he en surfa e.Cettesupergranulation onnetoujours plusenpériphérie le hampmagnétique, lestru turant surune é helle toujours plusgrande.

•

La hromosphère. Ave un gradient de température positif, la température remonte environ à10000 Kausommet de la hromosphère, àune altitude de 2000 km.La sour e de hauageestessentiellement lerayonnement photosphérique.La hromosphèreesttrès inhomogène, ar omposéedestru turesdiverses:lesspi ulesquilatraversent,maisaussi desstru tures horizontales de matière froide ommeles brilles, pro hes des régions a -tives.Ladensitéyestsusammentimportantepourquelemilieunesoitpasoptiquement min e pour ertaines longueurs d'onde, e quiexplique laprésen ede raiesd'absorption. Lagure1.3présentequelquesraiesdeFraunhofer ara téristiques. Onyretrouvelaraie H

α

quiestenforteabsorption.Le oeurde etteraieseformeplushautdansl'atmosphère

au oeur de la raie (la distribution statistique en vitesse des parti ules étant maximale pourlalongueurd'ondethéoriqued'absorption).Lerayonnement dont lalongueurd'onde équivaut au entrede laraie émergeraplushaut enaltitude, dèsqueladensitésera assez faible pour limiter les phénomènes d'absorption. Ontrouve dansla hromosphère égale-ment les raiesdu al iumionisé CaII (K3étant le oeur, etK1une partie de l'aile dela raie), ainsique laraie du magnésium ionisé Mg II. D'autres raies hromosphériques pro-viennent d'éléments neutres :on y observe les raies de lasérie de Lyman de l'hydrogène (Ly

α

à121.5nm,Ly

β

à102.5nm,et ....)etdesraiesdel'héliumneutre.Cesraiessonten revan he en émission, e qui s'expliquepar unetempérature lo ale plusgrande ommele montre lagure1.3.Nous yreviendronsunpeuplus tardlors d'unedes riptiondétaillée du spe treultraviolet.

DesimagesprisesaussibienenH

α

qu'enLy

α

permettentdemettreenéviden elesplages hromosphériques, qui sont les équivalents dans la hromosphère des fa ules autour des ta hessolaires.Leréseau hromosphérique,quientoure haque elluledesupergranulation, estégalement visiblesur esimages. Le réseau hromosphérique seprolonge danslazone de transitionpour disparaîtredansla ouronne.

•

Lazonedetransitionetla ouronne.Untrèsfortgradientdetempérature ara térise larégion de transition. Quelquesdizaines de kilomètresau-dessus de la hromosphère,la température atteint brusquement 100000K, omme l'attestent ertaines émissions d'élé-ments ionisés omme l'oxygène O V (ayant perdu quatreéle trons suite à des ollisions) ouen ore FeVI( inqéle tronsde perdus).Aune altituded'environ10000km,la tempé-rature atteint lemillionde degrés etnousentrons ainsidansla ouronne, qui s'étendsur plusieurs rayons solaires. La température peut y varier entre 1 et15 millions de degrés. Parallèlement, ladensitédé roit fortement.

Leproblèmedu hauage oronalrestetoujoursunequestionmajeureenphysiquesolaire: diérents pro essus physiques sont envisagés pour expliquer e phénomène de hauage (e.g.As hwanden(2005)).Le hauagesolairepeutavoirapriorideux ontributions ma-jeures:lapremière onsisteà onsidérerquel'énergieestinje téedansla ouronnedepuis la photosphère à partir de mouvements aléatoires des hamps magnétiques photosphé-riques de petites é helles propagées via des ondesa oustiques, ouvia des ondesd'Alfvèn oumêmeen oreviadeséruptionssolairesdetrèsfaibleamplitude.Lase onde onsisteau ontraireà onsidérer quel'énergieestissuedire tement dela ouronne, sto kée dansdes stru turesmagnétiquesdegrandeé helle.Denouvellesobservationsave toujoursplusde résolution angulaire sont né essairespour omprendretotalement e phénomène.

Latempérature estsusamment importante pour quedenombreux élémentssetrouvent êtrefortement ionisées(parexemple ontrouveduferionisé25 fois,Fe XXVI).Ladensité étantparti ulièrementfaible,lemilieuestpresqueoptiquement min e.Seulslespro essus de ollisionséle troniquessonte a espourex iteretioniserlesélémentsdela ouronne. Latempératuresetraduit dansunmilieupeudenseparl'énergie inétiquedesparti ules, quiesttrès élevéedansla ouronnesolaire.Lerayonnementdominant delazonede tran-sition et de la ouronne se trouve être entre les rayons X et extrême ultraviolet, sans oublier également un rayonnement important dans le domaine radio qui apporte des in-formations, notamment sur les pro essus d'a élération de parti ules. Des stru tures de grande é helle s'observent nettement en rayons X, omme les trous oronaux, où la den-sité et la température sont relativement faibles, ave des stru tures radiales lumineuses

lignes de hamps magnétiques ouvertes. Le quali atif de rapide se dit par omparaison auventsolaire ditlent,qui est,entreautres,issu desspi ules.Desstru turesfroidessont égalementprésentesdansla ouronnesolaire:lesprotubéran es,d'unetempérature d'en-viron8000Ksont aisément observéessurlelimbe.Ellessont appeléeségalement laments lorsque elles- isontobservéessurledisquesolaire.Observéesprin ipalement enimagerie H

α

, esstru tures peuvent avoirdes durées devie variées:de l'ordre de quelquesheures pour les protubéran es a tives, etde l'ordredu moispour les protubéran es quies entes.

Lemagnétismesolaireestresponsabled'unefortestru turationentempératureetendensité. Pour haque stru ture (ta he, fa ules,réseau...), ilexiste des modèles semi-empiriques de tem-pérature en fon tionde l'altitude,utilisés dansun butd'estimer lesradiations issuesde haque stru ture (Fontenla et al., 2009). Ces modèles requièrent en revan he des bonnes estimations surl'abondan edesélémentsdansl'atmosphère solaire(So as-Navarro,2011).L'abondan edes élémentsn'estpashomogène àlasurfa eduSoleil,surtout pourlesmolé ulestrèssensiblesaux diéren esdetempératures (entrelesta hes,froidesetlesfa ulesplus haudesparexemple) e quia unimpa t dire tsurl'opa ité globale pour haque altitude.

Dansle adrede ettethèse,nousnousintéressonstoutparti ulièrementauuxintégréémanant du Soleil, l'irradian e solaire spe trale et plus parti ulièrement à sa omposante ultraviolette omprise entre 10 et300 nm.

1.2 L'irradian e solaire spe trale 1.2.1 Introdu tion

Comme présentée par la gure 1.4, l'irradian e spe trale solaire désigne la puissan e par unité de longueur d'onde qui atteint haque se onde une surfa e de 1 m

2

perpendi ulaire au rayonnementsolaire,sesituantàuneUA,soit149,598.10

6

km(distan emoyennesurunepériode derévolutionéquivalentà365.25jours).Lagure1.4présentelespe treéle tromagnétiquepour unsoleil non éruptif,pro he duminimumsolaire entres les y les22 et23

3

.La forme générale du spe treressemble fortement au rayonnement d'un orps noir d'unetempérature

T

ef f

=5777 K. Toutefois, le spe tre solaire diverge fortement de elui d'un orps noir pour tout l'UV, et leslongueursd'onde plusénergétiques,à ause delaprésen ede l'atmosphèreque nousvenons toutjustede dé rire. Nouspouvonsnoterquelques ara téristiquesintéressantessur e spe tre solaire, ommelaraied'émission Lyman

α

à121.5nm, ouen ore ertaines raiesde Fraunhofer enabsorption à partirde200 nmetau-dessus.

Il est intéressant de mentionner i i que 99% de l'énergie radiative émerge de la photosphère, prin ipalement dans levisible etdans l'infrarouge. Le rayonnement dansl'UV etet les rayons X,entre1et300 nm,issuesdes ou hesatmosphériquesplushautesenaltitude nereprésentent que1%environ, des1361 W.m

−

2

rayonnésau total,soit 14 W.

Figure1.4. Irradian e spe trale solaire de référen e ATLAS 3, mesurée en 1994 durant la période d'a tivité minimalesolaire (Thuillier et al.,2004).

1.2.2 Le rayonnement UV

C'estpourtantlerayonnement UVetsavariabilité,entre10et300nm,quinousintéressent dans le adre de ette thèse. Bien que l'énergie totale mise en jeu soit faible, le rayonnement UV onstitue la sour e prin ipale d'énergie pour tous les pro essus ionosphériques et thermo-sphériques, omme nous le verrons un peu plus tard. Le tableau 1.i présente la nomen lature on ernantlespe treultraviolet,quipeutêtrediérenteselonledomaines ientique onsidéré. Ainsi, dansle adre médi al, l'ultraviolet est dé omposé en trois bandes spe trales A, Bet C, par ordre roissant en énergie, dénies par l'Organisation Mondiale de la Santé (OMS). Les rayons UV-C sont omplètement absorbés par l'atmosphère, et seuls 10% environ des rayons UV-B passent à travers l'atmosphère. En petite quantité le rayonnement UV est né essaire à lasynthèse de la vitamine D. Le rayonnement UV en grande quantité est en revan he dange-reux pour la santé, onduisant à un vieillissement a éléré, voire des an ers, de la peau. En aéronomie etparti ulièrement danslasuite de ettethèse,nousdistinguonslerayonnement UV selonlanorme ISO(Tobiska&Nusinov,2006) :l'extrême ultraviolet (10-121 nm), l'ultraviolet lointain, FUV (122-200 nm)etenn l'ultraviolet moyen MUV (200-300 nm).

1.2.3 Mé anismes de formation du rayonnement UV

4

La ara térisationdel'irradian espe traledansl'UV,etsurtoutsavariabilité,étudiéesdans ettethèsené essitentavanttout hoseune ompréhensiondespro édésphysiquesresponsables de la formation du spe tre solaire. Nousne proposons pasdans e qui suit une revue détaillée 4. Bibliographie générale : Mason & Fossi (1994); Wilhelm et al. (2004); Hanslmeier & Vázquez (2005);

Table 1.i.Classi ation desbandesspe trales duspe treéle tromagnétiquesolaire del'ultraviolet aux rayonsgamma.

Domaine Sous-domaine A ronyme BandeSpe trale

∆λ

(nm) Energie (eV)

A UV-A 315-400 3.1-3.9

Ultraviolet B UB-B 280-315 3.9-4.4

(OMS) C UB-C 100-280 4.4-12.4

Pro he NUV 300-400 3.1-4.1 Moyen MUV 200-300 4.1-6.2 Ultraviolet Lointain FUV 122-200 6.2-10.16 (aéronomie) Lyman

α

121-122 10.16-10.25

Vide VUV 10-200 6.2-124

Extrême EUV 10-121 10.25-124 RayonsX RayonsX mous XUV 0.1-10 124-1.24 10

4

RayonsX durs 0.001-0.1 1.2410

4

-1.2410

6

Rayons

γ

≤

0.0001

≥

1.2410

6

de tous les mé anismes mis en jeu, mais de mettre en éviden e les prin ipes fondamentaux. Nouspouvonsséparerlespe tre UV en deux omposantesbien distin tes:une prin ipalement onstituéede raiesémises parlesélémentssolairesionisésqui sesuperposentàunrayonnement ontinu également en émission. Ce ontinuum vient de la re ombinaison d'ions notamment l'émissionlibre-liéequenousverrons plustard;il on ernesurtoutl'EUV ainsiquel'ultraviolet lointain jusqu'à 170 nm environ

5

. Au-delà le spe tre solaire passe en absorption. Cela dénit notre se onde omposante pour les longueurs d'onde supérieurs à 170 nm, dans le MUV et au-delà. Les développements de la mé anique quantique ombinés aux modèles d'atmosphère solaireont permis ommenousle verronspar lasuite de omprendreunpeumieux lesorigines del'irradian e spe trale dansl'ultraviolet.Ainsi, nouspouvonsréduirel'ensembledu spe treà un ontinuumauquel sesuperposesoitdesraiesd'émission,oubiendesraiesd'absorptionselon latempérature dumilieu.

Dé rivonsd'abord lapartieduspe treenabsorption, forméedanslesrégionsoùlatempérature lo ale est plus basse que l'équivalent en énergie apportées par les radiations. La photosphère, d'une température de surfa e de 5777 K en moyenne, rayonne omme un orps noir. Plus de 99%del'énergieradiativetotale émergede laphotosphère. Lesélémentsprésentsdanslahaute photosphère et dans la région de minimum de température (les prin ipaux sont H, He, C, N, O, Mg, Al, Si, Ca et Fe) sont a priori dans leur état fondamental ou bien faiblement ionisés. Le rayonnement issu de la photosphère va être absorbé par es éléments, d'où e spe tre en absorption.Danslevisible,onpeut iter ommeexemplelesraiesdel'hydrogèneave lasériede Balmer(H

α

à656.3nm)quisontobservéesenabsorptionsurledisque.Onpeutégalement iter uneraie en absorptionde l'hélium,deuxième élément leplusabondant,à 1083nm. L'ensemble desélementsdanslaphotosphèreestresponsableduspe treenabsorption.Lesplusimportantes de esraiessont lesraiesdeFraunhofer (lesraiesduMagnésiumà 280nmoudu al ium à393 nmpar exemple).LadernièreraiedeFraunhoferidentiablel'estvers170 nm equi représente 5. Lespe tresolaireestégalementenémissiondansledomaineradio, pourleslongueursd'ondesupérieures à160

µ

m

plusoumoinslafrontièreentreémissionetabsorption.L'ensembledelabandeMUVestdominée non paspar desraiesquenouspouvonsbiensépareretidentier,maispar unimmensenombre de raiesnesetnon résolues (Busá etal.,2001).

Laformation duspe tre en émissionpour une partie du FUV et del'EUV est liée à diérents pro essus physiques. Je les présente i i dans les grandes lignes, l'annexe B en propose une versionplus détaillée. Nous avonsdéjà vuque la ouronne était parti ulièrement haude, plus d'un millionde degrés etpeu dense. Lesraies enémission sont produites par deséléments àla foisex itésetionisés.Nousallonsdansunpremiertemps onsidérerlespro essusphysiquesqui permettent d'expliquer lesdiérents états d'ionisationetd'ex itation.

Une première hypothèse onsiste à dé oupler les phénomènes d'ionisation et d'ex itation : les é helles de temps desréa tion d'ionisation etde re ombinaison sont plus grandes que pour les réa tions d'ex itation et de désex itation, dans les onditions au sein de l'atmosphère solaire. Plusieurs mé anismesphysiquessontpossiblespourrendre omptedestransitionséle troniques ou bien d'ionisation d'un neutre ou d'un ion. Dans l'atmosphère solaire, prin ipalement dans la zone de transition et la ouronne où la densité est faible, les pro essus physiques les plus e a es sont les ollisions inélastiques entre les neutres/ions et les éle trons libres. Le hamp de rayonnement n'est pasassez énergétiquepourex iter ou ioniserles éléments.

1.2.3.1 L'état d'ex itation

Prenons un atome X ionisé m fois (ave m

≥

0), dans le niveau d'ex itation i,

X

+m

i

. Les ollisions sont bien souvent inélastiques, e qui implique pour l'éle tron à la fois une perte d'énergiemaiségalement un hangement dedire tion.

X

_j

+m

+ e(E

1

) → X

_i

+m

+ e(E

2

)

(1.1) ave ,

C

e,d

ji

, le oe ient de réa tion. En fon tion des énergies éle troniques

E

1

et E

2

, ette équationest une réa tion d'ex itation (e) ou bien de désex itation(d). Diérentes hypothèses surla distribution en énergiedes éle trons permettent d'exprimer théoriquement le oe ient deréa tion. Toutefois, laréa tionde désex itationpar e pro essus ollisionnelestpeue a e omparé à la désex itation radiative. Dans le adre de l'approximation oronale, le pro essus d'émissionsuivant est onsidéré omme leseulpro essus physique pour ladésex itation :

X

_i>j

+m

→ X

_j

+m

+ hν

(1.2)

ave omme oe ient de réa tion, le oe ient d'Einstein,

A

ij

. La ouronne solaire et la ré-gion de transition sont des milieux onsidérés omme optiquement ns, le photon émis par e pro essus 1.2n'est alors pasabsorbé par lemilieu,en première approximation.

Enpratique, leniveau de populationde l'étatfondamental g pour union,

X

+m

g

,domine tota-lement les autres états d'ex itation.Ainsi, pour unétat onsidéré, il est ourant de onsidérer uniquement les é hanges ave lefondamental. L'état d'équilibre peutse al uler en utilisant le prin ipedu bilandétaillé, telque

N

e

N

g

C

gi

e

= N

i

A

ig

(1.3) ave

N

e

,ladensitééle tronique,et

N

i

,

N

g

,ladensitédesionsdanslesétatsietg.Leniveau de populationduniveaui,

N

i

estdire tement proportionnelàladensitééle tronique

N

e

.

Globale-ment, plus ladensité etlatempérature sont importantes, plus les états ex itésseront peuplés, etplusles phénomènesd'émission seront importants.

1.2.3.2 L'état d'ionisation

Plusieurs mé anismesmenant àl'ionisationpeuventêtre onsidérés,Jerésumetous es pro- essusdansl'annexeB.Lepluse a erestesansnuldoutelaréa tionpar ollisionéle tronique, telleque

X

+m

+ e

−

→ X

+m+1

+ 2e

−

(1.4) Comme pour l'équilibre d'ex itation, les oe ients de réa tion de es pro essus sont propor-tionnels à la densité éle tronique. Le prin ipe du bilan détaillé permet une nouvelle fois de al ulerles étatsd'équilibre :lagureB.1présenteles équilibresd'ionisation pour l'oxygèneet le fer, al ulés à partir de la base de données CHIANTI. Il n'est pas surprenant de noter que pluslatempérature estimportante, plusl'élément seraionisé.

1.2.3.3 Pro essus d'émission

Pourunélémentionisédonné,ilyademultiplesétatsd'ex itation possibles,ave leurs pro-babilitésd'existen e respe tive enfon tion de ladistribution énergétiqueéle tronique (souvent prise ommeunefon tion deBoltzmann).Pluslatempérature etladensitéseront importantes, plus lesétats ex ités de l'ionont de la han ed'être o upés.Le pro essus de dé roissan e ra-diative, présentépar l'équation1.2 serévèleêtre lemé anismeleplus e a e dedésex itation, onduisantàlaformationdetouteslesraiesd'émission duspe tredansl'UV.Le photonissude ladésex itation d'union, ave une énergiepré ise, ontribuera à l'émission pour une longueur d'ondedonnée. L'intensité, I, peuts'é rire omme suit

I =

1

4π

Z

G(T, N

e

) ξ(T )dT

(1.5)

ave lafon tion de ontribution,

G(T, N

e

)

,etla mesured'émission diérentielle (DEM),

ξ(T )

. Le premier terme in lut tous les paramètres physiques de la transition éle tronique, et le se- ondterme in lutlesparamètres physiques(densitééle tronique,température)dumilieu.Il est important de retenirquela DEM est ara téristique du milieu où l'émissionest produite. Ce i explique pourquoi les émissions (ou bienla radian e) d'une région a tive, des trous oronaux, etdesrégions almes, sontdiérentes .UneillustrationplusdétailléeestproposéeenannexeB. Plusieurs raies d'émission peuvent ainsi être distinguées dans le spe tre solaire : itons par exemple laraie d'émission du Fe XV à 28.4 nm, ou en ore les raies d'émissions asso iées aux élémentsdelaséquen eisoéle troniquedulithium: etélément atroiséle trons,dontunsurle niveaun=2.L'ex itationmènel'éle tronduniveau2sauniveau2p,pourrevenirsurleniveau2s lorsdeladésex itationformantaupassageundoublet.Plusieursraiesd'émissionsontproduites via e hemin,notamment ellesdu CIV

6

à 155nm danslazonedetransition, elles deOVI à103.2 et103.8nmdansla ouronne, ouen ore ellesdu MgX à 61et62.5 nm.

D'autresraiesd'émissionsfont intervenir nonplusdesionsmaisdesatomes.Je faisréféren ei i auxatomesd'hydrogèneetd'hélium :lessériesde Lymanenémission,transitions éle troniques 6. L'atomeneutrede arbonepossèdesixéle trons,CIVsigniedontqu'iln'enresteplusquetrois,d'oùson

entrelesétatsex itésetlefondamental. Citons ommeexemple Lyman

α

à121.5nmouen ore Lyman

β

à 102.5 (une raie parti ulièrement importante pour les modèles thermosphériques). Cettesériedes endjusqu'à91.5nm,quiestleseuild'ionisationdel'hydrogène,

I

H

=13.6eV.Les originesdelaformationde esraiesdetransitionenémissionsontenrevan hemaldéterminées, ar es raiessont optiquement épaisses (Vourlidas et al.,2001).Les pro essus détaillésun peu plus haut ne sont alors que des approximations, la modélisation devant faire intervenir du transfertradiatif.

1.2.3.4 Formation du ontinuum

Les raies d'émission ainsi que d'absorption se superposent au ontinuum. Ce dernier est engendré par l'intera tion entre les éle trons libres et les ions. On distingue deux réa tions : l'émissionlibre-libre (i)(ou bremsstrahlung), etl'émissionlibre-liée (ii),tellesque :

(i) e

−

(E

1

) + X

+m

⇋

X

+m

+ hν + e

−

(E

₂

)

(ii) e

−

+ X

+m

⇋

X

+m+1

+ hν

(1.6) Le sens de es réa tions dépendent dire tement de la température lo ale du milieu :il yaura émission lorsque les éle trons seront susamment énergétiques, 'est-à-dire dans la région de transitionetlahaute hromosphère. Il yauraabsorptionlorsque l'énergiethermiquedu milieu sera inférieure à l'énergie du rayonnement, soit dans la haute photosphère, soit dans la basse hromosphère.

Prenons le asde l'émission. Les éle trons in idents ouvrent une très large gamme d'énergie. Lesradiations issues de esdeux réa tionsforment laligne debase ontinue du spe tresolaire, appelée ontinuum. Dans le as des émissions libre-liée, l'énergie des photons ne peuvent des- endrejusqu'àune ertainelimite

hν

c

,telleque

hν

c

= E

I

− E

i

,où

E

I

estleseuild'ionisationde l'ion onsidéré, et

E

i

est l'énergie du niveau où l'éle tron s'est lié. Celagénère dansle spe tre ontinu desseuils ara téristique pour haque élément. Dans le asde l'atome d'hydrogène, H I,leseuilsesitue pour

λ ≈

91.27 nm, e qui orrespond au seuild'ionisation. Le ontinuum de l'hydrogène H I, entre 67.1 nm et 91.27 nm est prin ipalement généré dans la hromosphère, pour destempératures légèrement inférieuresà 10000 K.Cettepartie du spe treétant parti u-lièrement plusfroidequeleresteduspe tre EUV.Toutefois,pouruntel ontinuum, unmodèle detransfert radiatifdoit êtreutilisé pour orre tement lemodéliser.Pour l'hélium, deuxseuils d'ionisationsont observés, à environ50 nmpour HeI, etenviron23 nmpour He II.

De tels seuils sont également observables pour la partie en absorption du spe tre. Citons les seuilsd'ionisation lesplus remarquables.Le seuildu magnésium sesitue autourde 250 nm. Le seuildel'aluminium, autourde 208nm,estnettementvisiblesurlagure1.4,lavaleur absolue de l'irradian e solaire doublant presque. Enn nous pouvons remarquer le seuil d'absorption pour le sili ium à 168.2 nm. En règle générale, l'irradian e générée par le ontinuum est plus importantedansleFUVetleMUV.Le ontinuumestenrevan hequasiinexistantdanslabande XUV. Ce iexpliquepourquoi ette bande possède des ara téristiques diérentesde l'EUV. L'augmentationdel'a tivitémagnétique( orréléeave elledu hamptoroïdal)s'a ompagnede l'augmentationdunombre deta hesetdon desfa ulesauniveau delaphotosphère.Auniveau de la hromosphère, on observe davantage de plages, e qui ontribue à augmenter l'émission dansl'ultravioletetlevisible.Parallèlementà ela,desphénomènesdeplusenplusénergétiques

de matière, e qui a pour onséquen e d'augmenter le rayonnement dans l'ultraviolet et dans le domaine des rayons X, via les pro essus que nous venons de dé rire. L'ensemble de es phénomènes onstituent les régions a tives. L'a tivité solaire dépend dire tement du nombre etde l'étenduede esrégionsa tives.

1.3 L'a tivité solaire

1.3.1 Phénomènes périodiques

L'a tivité solaire est dire tement liée à l'évolution du hamp magnétique. Dans la partie

1.1.2, nousavonsévoqué le y le magnétique de 11 ans, aisément mis en éviden e dansle ux solaire à toutes les longueurs d'onde. Des indi es solaires, omme le nombre de ta hes solaires ou bien le ux en radio à 10.7 m (F10.7), permettent également de ara tériser l'a tivité solaire.Nousyreviendrons toutparti ulièrement au hapitre 2.Le nombrede ta he solaire est le plusvieux indi e jamaismesuré. Des mesures sporadiques du nombre de ta hes solairesont ommen é au tout débutdu XVIIèmesiè le, notamment ave les observations simultanées de ChristopheS heineretdeGalilée.Toutefoislespremièresmesuressystématiquesdatentde1750 environ,juste après unlong minimum d'a tivité, onnu souslenom deminimumde Maunder. En1843, Heinri h S hwabe mit en éviden e le y le de11 ansdes ta hessolaires, quel'on sait aujourd'hui être du au y le magnétique. Cet indi e est toujours quotidiennement mesuré par diérents observatoires dans le monde. La gure 1.5présente l'évolution du nombre de ta hes depuis 1880 environ, mettant en éviden e le y le de 11 ans. La distribution spatiale de es ta hesàlasurfa e dudisquesolaireestégalement représentée:laforme ara téristiqueen ailes de papillon exprime lamigration des ta hesvers l'équateur et illustre lairement lemodèle du y lemagnétiques hématisé par lagure 1.2.

Le Soleil présente également des y les d'a tivité à plus ourt terme. L'apparition des régions a tivesàlasurfa eduSoleiln'estpassans onséquen esurleuxtotalrayonnéparleSoleil.Des y lesd'a tivité ourtspeuventsesuperposerà eluidelapériodede11ans.Pourunobservateur terrestre, la rotation du Soleil, etsurtout la distribution non uniforme des régions a tives sur lasurfa e du disquesolaire réent lamodulation de 27jours. L'apparition etladisparition des régionsa tives auniveau dulimbe,très brillantes pour desraiesissues de la ouronne, ou bien assombries pour les raies hromosphériques, réent également une modulation d'environ 13.5 jours. Nousnous on entrerons sur esphénomènes parti uliers danslasuite de ette thèse. Sinous onsidéronsl'irradian esolairetotale(integréesurlespe treentier),en oreappeléeTSI, alors on observe que la variation relative sur un y le de 11 ans ne dépasse guère 0.4% si l'on prendlestroisderniers y les.Ilestintéressant denoterquelavariabilitédel'irradian esolaire totale est orrélée positivement ave elle des ta hes solaires. Ce i est ontre intuitif, omme les ta hes sont sombres, on s'attend à moins de ux. Ce i peut s'expliquer par la luminosité des fa ules qui ompensent le dé it ausé par les ta hes, et plus en ore puisque l'on observe un y le de 11 ans. Ce i n'est pas toujours vrai en e qui on erne les autres étoiles : si il ya desfa ules, elles ine ompensentpastoujoursledé itenluminosité.Lesvariations relatives peuvent être beau oup plus importantes si l'on s'intéresse non plus au ux intégré sur tout le spe tre mais à l'irradian e spe trale solaire omme présentée par la gure 1.4. Ces variations sont représentées par la gure 1.6 pour une large partie du spe tre ompris entre 1 et 800 nm, ouvrant une partie du ux ultraviolet jusqu'aux ondes radio. La variabilité relative est

Figure1.5. Evolution du nombres de ta hes ainsi que de leurs distributions en latitude à partir de 1880 jusqu'ànosjours. Sour e:http://solars ien e.msf .nasa.gov/.

de 11anspeutatteindre1000%pourles rayonsX etXUV, entre10 et100%pourl'EUV,entre 1 et 10% pour le FUV et le MUV, etmoins de 2% pour le NUV. Dans le visible et le pro he infra-rouge,lavariationrelative estde l'ordrede 0.1%environ.Toutefois,lavariabilitédans es dernières bandes spe trales est très di ile à quantier ar très faible, et par onséquent mal onnue :lapré isiondesmesuresétant parfoisdumême ordredegrandeurquelavariabilitédu signal.

Deux dé ennies d'observations solaires et d'analyses ont permis d'établir la nature des rles desta hessolaires etdesfa ulesdansla variabilité de l'irradian e spe trale pour les longueurs d'onde supérieurs à Lyman

α

(Fröhli h & Lean, 2004) : les eets des fa ules dominent les variations àtoutes les é hellesdetemps (modulation de27 joursetle y lede 11ans) pour les longueursd'ondeinférieuresà300nm.Autourde300nm,le ara tèredelavariabilitéspe trale hange brusquement. En eet, les radiations entre 300 et 400 nm exhibent une dépendan e évidente par rapport aux dynamiques des fa ules maisaussi des ta hes solaires. En outre, es deux ontributions façonnent littéralement lavariabilité del'irradian e solaire totale.

L'imagerie solaire dans de multiples longueurs d'onde permet de rendre ompte de l'a tivité magnétique du Soleil notamment dans l'ultraviolet et les rayons X. Lors des périodes de forte a tivité solaire, de grandes stru turesmagnétiques sous formesde bou les sont observéesdans

alimentantla ouronne.Cemêmeplasmavaalorsêtre haué,prin ipalementpar ollisionave leséle trons suprathermiquede la ouronne, e qui onduità uneaugmentation intense duux dansl'ultraviolet et lesrayonsX,toujours modulée par larotationsolaire.

Figure 1.6.Variation relative liée au y lesolaire de 11 ans de l'irradian e spe trale entre1 et800 nm al ulée à partir de mesures des satellites TIMED et SORCE entre 2003 et 2010, re ouvrantlespériodesde forte etfaiblea tivités solaires.

1.3.2 Phénomènes transitoires

Nous avons présenté pour l'instant des phénomènes sur des é helles de temps supérieures au jour apparaissant àlasurfa e duSoleil. La durée de viemoyenne d'une ta he solaire estde quelques jours à plusieurs mois. L'augmentation de l'a tivité magnétique s'a ompagne égale-ment de elle de phénomènes transitoires via des éruptions solaires issues de la réorganisation magnétiquedansla ouronnesolaire.Leslignesde hampss'entrela ent,desnappesde ourant se forment à petites é helles et de l'énergie est libérée (énergie inétique mais également des radiations) par re onnexion de es lignes de hamp. Les éruptions solaires s'a ompagnent de nombreux phénomènes, omme l'a élération de parti ules (éle tronset protons)au niveau de lare onnexionmagnétique,quiengendrentàleurtourdesémissionsradio(lessursautsradiode type II par exemple). Les éruptions solairess'a ompagnent toujours de l'augmentation pon -tuelledesémissions dansl'ultraviolet etdansles rayonsX,dufait d'unefortea umulationde matièrefortementionisée.Lesplusgrosévénementsenregistrésfontétatd'uneaugmentationde prèsdedeuxàtroisordres degrandeurdanslesrayonsX parexemple.Deplusenplus d'obser-vations font également état d'émissionsdans levisible(prin ipalement en H

α

) provenant de la basse atmosphère solaire, hauée par la pré ipitation d'énergie et de parti ules (Ding, 2007). Desré entesétudesontpermisdemettreenéviden eque eséruptionsenlumièreblan hesont

2008;Cessateur et al.,2010; Kretzs hmar,2011). Leséruptions solaires ontribuent également à lavariabilité del'irradian e solaire totale(Kretzs hmaret al.,2010).La ontribution absolue en énergielors deséruptionssolairespeutdontêtreplusimportantedanslevisiblequedansles ourtes longueurs d'onde. Ce i est un bel exemple de l'intérêt d'étudier un même phénomène dansplusieurs longueursd'onde.

Des éje tions de masses oronales (CME pour Coronal Mass Eje tion)peuvent également être asso iées aux éruptions solaires. Il s'agit de nuages de plasma magnétisé qui sont eje tés de l'atmosphère solaire ave des vitesses variant entre 35 km.s

−

₁

et 2000 km.s

−

₁

. L'utilisation d'un oronographe, qui o ulte le disque solaire an de pouvoir observer la ouronne, permet d'observer es phénomènes, visible en lumière blan he par diusion Thompson. L'intera tion de e plasma éje té ave levent solaire est multiple, omme une produ tion de rayonnements via l'a élération de parti ules, ou en ore l'augmentation de ladensité éle tronique. Certaines CMEs s'a ompagnent de parti ulestrès énergétiques pouvant atteindre plusieurs entaines de MeV, les événements à protons. Leur origine n'est toujours pas laire aujourd'hui, mais il est admisquel'ondede ho enamontdelaCMEa élèredesparti ulespara élérationdeFermi. Leurs onséquen es sur l'environnement planétaire et interplanétaire sont sans nul doute les plus importantes. Les CME et es parti ules énergétiques sont des éléments importants de la météorologie de l'espa e, arils ae tent l'environnement terrestrede multiples façons.

1.3.3 La ohéren e spe trale

En dépit de la omplexité de tous les pro essus physiques présentés en se tion 1.2.3 (et en annexeB),lavariabilité de l'irradian e spe tralesolaire dansl'UV montre une ohéren e forte à la fois dans le temps mais aussi dans l'espa e. Floydet al. (2005) montrent en eet que les émissions provenant de la haute photosphère, la hromosphère, la région de transition et la basse ouronnesont fortement orrélées pour desé helles detemps supérieures àladynamique d'événementssporadiques ommeleséruptionssolaires.Celasetraduitpourlesraiesd'émission par un fort ouplage des phénomènes de ollision, don de hauage, à travers l'atmosphère solaire. Cela se manifeste dire tement par des évolutions similaires de l'irradian e observée pour l'EUV, le FUV et enn le MUV pour les é helles de l'heure ou plus omme l'illustre la gure 1.7. Dans ette gure, les irradian es sont normalisées par rapport à leurs é art type. Toutes les séries temporelles montrent de très fortes orrélations, à la fois sur le ourt et le longterme. Les modulations à 27 jours, ainsi qu'une partie du y lede 11 ans, sont aisément re onnaissables.Unetelle ohéren es'expliqueparlefort ouplagemagnétiqueentres es ou hes atmosphériques (Domingo et al., 2009). Pour un Soleil non éruptif, ela nous ore alors des perspe tivesintéressantes pour re onstruirel'irradian e solaire dansl'UV.

La ohéren espe traleestunepropriétéremarquablede lavariabilitésolaire.Celajustie l'uti-lisationapriorideseulementquelquestermes, lesindi essolairesparexemple,andedé rirela variabilité de l'irradian e dansl'UV. Denombreux travauxmettent eneet en avant une forte orrélation entre es indi es et les bandes spe trales de l'EUV et du FUV (i.e. Kane (2002)). Nousreviendrons sur les indi es au hapitre 2. Comme exemple, lasérie temporelle asso iée à l'indi e radiométrique F10.7, qui est un indi e de l'a tivité de la ouronne solaire, est égale-ment présentée surlagure1.7.Toutefois, en yregardant de plusprès, ertaines diéren esse démarquent entre es séries temporelles, notamment l'amplitude et la forme des modulations à 27 jours. La diéren e est même importante entre l'indi e radiomètrique F10.7 et ertaines

Figure 1.7.Séries temporelles du ux standardisé pour quelques intervalles spe tral de résolution

∆λ

=1 nm, ave l'espè e dominante dans et intervalle. La série temporelle asso iée à l'indi eF10.7 estégalementreprésentée.

de l'irradian e solaire dans l'UV :le meilleur modèle possible repose sur l'utilisation d'indi es reétant tous lesaspe ts de ette variabilité.

Denombreux modèles, empiriques et semi-empiriques utilisent es indi es solaires an de mo-déliser lavariabilité de l'irradian e spe traledans l'UV.Nous détaillerons les diérentsindi es etproxies,ainsique esdiérentsmodèles,au hapitre2.Nousverronsparti ulièrement que es indi es, même s'ilssont ouramment utilisés, nesusentpasà rendre omptede la omplexité dela variabilité de l'irradian e spe trale.

Dans le adre de ette thèse, nous allons également utiliser ette propriété remarquable de la ohéren e spe trale pour re onstruire la variabilité de l'irradian e dans l'UV. Comme nous le verrons, la diéren e prin ipale de notre étude par rapport aux modèles existants réside dans la nature des informations que nous utilisons. Comme alternative aux indi es solaires, nous proposons, an de re onstruire l'irradian e solaire spe trale dans l'UV, d'utiliser des mesures dire tsdu uxUV par lebiaisdebandes passantes dévolues àl'EUV,leFUV etle MUV.Ce i dans le but de apturer toutes les fa ettes de la variabilité de l'irradian e dans l'UV. Nous y reviendronsaux hapitres 3,4et5.

L'étude de la variabilité de l'irradian e solaire dans l'UV est une omposante très importante de la physique solaire. Mais ela dépasse largement e simple adre. Le Soleil a en eet une inuen e onsidérablesurl'ensemble dusystème solaire.La variabilitésolaire a unfort impa t surlesenvironnementsplanétaires.Lesintera tions sontdiverses:outrelesintera tionsdetype

l'intera tion magnétique(intera tionave lamagnétosphèreterrestre)etnalementl'impa tdu ventsolaireetsonapportmassifenparti ulesd'unlargespe tred'énergie.Tous esphénomènes entrent dans le adre de la météorologie de l'espa e, où la prédi tion de tous es événements (variabilité du ux UV et X, éruptions solaires, éje tions de masse oronales,...) permet de limiterleurs impa tssur lesenvironnementsplanétaire.

Au oursde etravail,j'aidon abordédiérentesfa ettesdelavariabilitéduspe tresolaireUV, et desonintera tion ave lesenvironnements planétaires.Après ettepremière partie onsa rée auxpro essusd'émissionset auproblème de lare onstru tion duspe tre, j'aieu l'opportunité d'étudier l'impa tduuxUV solairesuruneatmosphère dansle asdeGanymède, unsatellite deJupiter.

1.4 Impa t du ux solaire sur les atmosphères planétaires

Jeprésentei iquelquesélémentsderéexionsurl'importan edel'impa tduuxUVsolaire, et surtout de sa variabilité, sur les atmosphères planétaires. J'introduis dans ette se tion la problématique terrestre, qui possède une atmosphère dense. La ara térisation omplète de la réponsede l'atmosphèrede GanymèdeauuxUV solaireestprésentéeau hapitre 6.Cesdeux exemples,laTerrepuis Ganymède, sont ee tivement des asdiérents, maisles prin ipesque nousallons introduire sontbien ommuns.

1.4.1 Introdu tion

Commençons par un rapide bilan radiatif pour la Terre, pour bien se rendre ompte de l'importan e du rle que joue le Soleil sur notre environnement. Le ux solaire qui arrive au sommetde l'atmosphère terrestreestdel'ordre de 1361 W.m

−

2

.Une partie de l'énergiesolaire reçueestdire tement réé hie dansl'espa epar lesmolé ules, nuagesetaérosols présentsdans l'atmosphère,ainsiqueparlasurfa eterrestre.Cetteénergieréé hie,àhauteurde30%environ, onstitue l'albédo.Le restedu rayonnement,(70%), estabsorbé parl'atmosphère,les o éanset parles ontinents.Leré hauementdel'atmosphèreetdusolinduitunrayonnementinfrarouge. Lesgaz à eetde serre présents dansl'atmosphèreabsorbent e rayonnement infrarouge,qu'ils réémettentverslasurfa ela hauantdenouveau.Unéquilibrethermiques'ee tueentreleux entrantsolaire,etleuxsortanteninfrarouge.Desémissionsanthropiquesdegazàeetsdeserre peutvenir perturber etéquilibre, ausant le ré hauement global quel'on subitaujourd'hui. Considérons à présent non plus l'énergie totale intégrée sur tout le spe tre, mais plutt l'ir-radian e spe trale. Il s'avère qu'une atmosphère planétaire n'est pas transparente à toutes les longueursd'onde. Dansle asdelaTerre,seuleslesondesradioetvisiblesarriventà lasurfa e. Les radiations infrarouges sont prin ipalement absorbées par la vapeur d'eau ainsi que par le dioxydede arboneprésentenbassealtitude(autourde60km).Lesradiations dansledomaine ultraviolet et des rayons X sont fortement absorbées par les atmosphères. Dans le as de la Terre, la densité atmosphérique est susamment importante pour qu'au une radiation dans l'UV n'atteigne la surfa e, e qui estune onditionné essaire pour permettre l'existen ed'une biosphère. Dansle as de Ganymède, en revan he,ladensité atmosphérique estsi ténue quele uxUVn'estpastotalement absorbépar l'atmosphère,etlasurfa eabsorbedon unepartnon négligeable duuxUV.Nous yreviendronsau hapitre 6.

1.4.2 Comment modéliser et impa t?

Cesont parti ulièrement lesradiations solairesdansl'ultraviolet quinousintéressent i i.Le uxEUV est susamment énergétiquepour arra her un éle tronà un atome ou une molé ule neutreformantainsil'ionosphère.Chaqueplanèteousatellitepossédantuneatmosphèrepossède a priori une ionosphère, les ou hes atmosphériques les plus externes étant ontinuellement bombardées parleuxEUVsolaireoustellaire.L'annexeCprésenteendétaill'ionosphèredans le asdelaTerre.Lesbandesspe tralesduFUVetduMUVsontquantàellesresponsablesdela disso iationetdel'ex itationdesdiérentesespè esdanslesatmosphèresplanétaires.Voyonsun exemple ave laphotodisso iation del'oxygène molé ulaire,qui est présent en grande quantité dansl'atmosphèreterrestre.C'estégalementle aspourlesrégionspolairesdeGanymède.Nous protons de ette partie pour présenter les réa tions de photodisso iation quenous utiliserons lors de la modélisation de la réponse des régions polaires de Ganymède au hapitre 6. Les pro essus de photodisso iation pour O

2

, pour une bande spe trale de l'UV donnée, peuvent s'é rire:

O

2

+ hν →







O(

3

P ) + O(

3

P )

177 nm

≤ λ ≤

242.5nm

O(

1

_{D) + O(}

3

_{P )}

et

O(

3

_{P ) + O(}

3

_{P )}

115 nm

≤ λ ≤

177 nm

O(

1

_{S) + O(}

3

_{P )}

et

O(

3

_{P ) + O(}

3

_{P )}

90 nm

≤ λ ≤

115nm

Les réa tions pour les longueurs d'onde au dessus de 177 nm se produisent dans les bandes de Herzberg. Pour les longueurs d'onde supérieures, les réa tions sont attribuées aux bandes deS humann-Runge. La photodisso itationde l'O

2

onduitàlaformation d'oxygèneatomique soit dans l'état fondamental, O(

3

P), soit dans des états ex ités omme O(

1

D) ou O(

1

D). Ces états O(

1

D) et O(

1

S) ainsi formés, peuvent se déa tiver vers leniveau fondamental O(

3

P), en émettant respe tivement un rayonnement à 630 nm(laraie rouge) et557nm(la raieverte). Généralement,nousavonsa èsàlase tione a etotaled'absorptionpouruneespè edonnée, i il'oxygènemolé ulaire.Lesse tionse a esdephotoionisationetdephotodisso iation,sielles ne sont pasdire tement mesurées expérimentalement, peuvent se déduire de lase tion e a e d'absorptionenutilisantlesrapportsd'embran hement.Ainsi,pourlabandespe trale omprise entre 115 et177 nm, nous utilisons les rapports omme mesurés par Lee et al. (1977) an de déterminer ombien d'état O(

1

D) est produit par rapport à l'état O(

3

P). Entre 90 et 115 nm, en revan he, seules 2% des réa tions permettent la réation de l'état O(

1

S). Cet exemple est valable pour toutes lesespè esprésentesdansune atmosphère planétaire.

Le prin ipe de la modélisation de l'impa t du ux UV solaire sur une atmosphère planétaire reposesurla onnaissan e de plusieurs paramètres :

•

La on entrationdistribuéeenaltitude(z)pour haqueespè eprésentedansl'atmosphère, notée

n

k

(z)

,ave kl'indi e de l'espè e.

•

Lesse tions e a es de photoabsorption en fon tion de lalongueur d'onde pour haque espè ek,

σ

k

.

•

leuxUV solairequi arrive en haut del'atmosphère,

F

∞

.

Pour une espè e k présente donnée, de on entration

n

k

, ave la se tion e a e d'absorption asso iée,

σ

k

,nouspouvonsexprimerladiminutionduuxUVpour haquelongueur d'ondesur une distan eélémentaire ds ommesuit :