Study of the Martian exosphere and water escape: Modeling and analysis of the UV data from SPICAM
Etude de l'exosphere de Mars et echappement de l'eau: Modelisation et analyse des donnees UV de SPICAM
Résumé
Planetary exospheres are the upper regions of the atmospheres where collisions between atmospheric particles become negligible. On Mars, understanding the mechanisms of the formation of the exosphere and its role in the solar wind interaction is particularly important to characterize the atmospheric escape and understand the fate of Mars water. My PhD has focused on the study of the relation between the exosphere and the atmospheric escape at current conditions. I have also characterized Mars? exosphere thanks to the observations of the hydrogen Lyman-a line and the oxygen triplet at 130.4 nm obtained by the SPICAM-UV spectrograph aboard Mars Express in orbit around Mars since 25 December 2003. After a review of the general context of the water disappearance linked to the climatic evolution of Mars in the introduction, I present in the first chapter the current knowledge on the upper atmosphere of Mars and on the interaction of the upper atmosphere and the solar wind. In the second chapter, I present a study of the formation of the Martian oxygen exosphere thanks to a 3D Monte Carlo simulation and the coupling of this exosphere with a 3D hybrid model describing the interaction of the solar wind with the Martian upper atmosphere developed by R. Modolo and G.M. Chanteur at CETP. This coupling allows us to determine for the first time and in a consistent way the Martian escape by the main current mechanisms and to show, in particular, that current oxygen escape is essentially under the neutral form (never measured until now). The effect of an expansion of the exosphere on the ionic escape and sputtering is also studied. The extrapolation of the estimated current erosion rates provides a lower limit on the global oxygen escape during the last four billions years. In the third chapter, I present the UV emissions observed in the Martian upper atmosphere as well as the UV spectrometer SPICAM aboard on the Mars Express mission. In this chapter, are also detailed, the method used to process the data consisting, among others, in the subtraction of the dark current, the absolute calibration of the intensity and the determination of the brightness of the exospheric emissions Lyman-a hydrogen atomic line at 121.6 nm and the 130.4 nm atomic oxygen triplet (not resolved) as well as the complete reconstruction of the line of sight. The fourth chapter presents the two radiative transfer models used to analyse the exospheric lines observed by SPICAM : an iterative model with a complete frequency redistribution used to compute the resonant scattering of the solar photons by the hydrogen atoms in the Martian upper atmosphere; a Monte Carlo model, with partial frequency redistribution used to compute the resonant scattering of the solar photons as well as the photons produced after excitation of the oxygen atoms by photoelectrons impact. In the fifth chapter, I will present the analysis of some brightness profiles of the atomic hydrogen Lyman-a line observed by SPICAM by direct comparison with theoretical profiles. This study, sensitive to the absolute calibration of the instrument shows that, independently of the absolute calibration of the instrument, a hot exospheric hydrogen component is needed to reproduce the SPICAM data. The amounts of hot hydrogen, whose origin is not understood, 10 decrease when the solar illumination decreases. This hot population play a major role in the current total hydrogen escape. Finally, in the sixth and last chapter, I present the analysis of some brightness profiles of the atomic oxygen emission at 130.4 nm obtained by SPICAM, always by comparing the observed profiles with theoretical profiles. In this study, it is shown that the excitation by photoelectrons impact is negligible compared to the excitation by solar photons in the Martian upper atmosphere, and the oxygen density at the exobase and oxygen mixing ratio at 135 km, particularly important for the upper atmosphere thermal equilibrium, are derived. Here again, a hot population (whose origin is known) seems to have an influence on the exospheric temperature assessed. Two annexes show the methods used to produce thermal density profiles of hydrogen, oxygen and carbon dioxide in the Martian exosphere (Annexe A) and in the Martian thermosphere (Annexe B) respectively.
L'exosphère d'une planète est la région supérieure de son atmosphère, là où les collisions entre les particules constituant l'atmosphère deviennent négligeables. Sur Mars, la compréhension des mécanismes de la formation de cette exosphère et de son rôle dans l'interaction avec le vent solaire est particulièrement importante pour caractériser l'échappement de l'atmosphère et comprendre la disparition de l'eau liquide en surface. Le principal travail effectué au cours de cette thèse a consisté à étudier le lien entre l'exosphère et l'échappement dans les conditions solaires actuelles et à caractériser cette exosphère à l'aide des observations de la raie Lyman-a et du triplet de l'oxygène à 130.4 nm obtenues par le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express en orbite autour de Mars depuis le 25 décembre 2003. Après avoir présenté le contexte général du problème de la disparition de l'eau lié à l'évolution climatique de Mars dans le chapitre introductif, je présente dans le premier chapitre l'état des connaissances actuelles sur la haute atmosphère de Mars et sur l'interaction entre la haute atmosphère et le vent solaire. Dans le deuxième chapitre je présente une étude de la formation de l'exosphère d'oxygène martienne réalisée à l'aide d'un modèle 3D de type Monte Carlo et le couplage de cette exosphère avec un modèle hybride 3D de l'interaction du vent solaire avec Mars réalisé par R. Modolo et G.M. Chanteur du CETP. Ce couplage a permis, pour la première fois de déterminer, de façon consistante, l'échappement de l'atmosphère de Mars par les principaux mécanismes actuels et de montrer notamment que l'échappement actuel d'oxygène était dominé par l'échappement sous forme de neutres (jamais mesuré à ce jour). L'influence de l'expansion de la couronne sur l'échappement ionique et sur le criblage est aussi étudiée. L'extrapolation des taux d'érosion actuels nous permet de déterminer une limite inférieure à l'échappement d'oxygène sur les quatre derniers milliards d'années. Dans le troisième chapitre, je présente les émissions UV observées dans la haute atmosphère de Mars ainsi que le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express. Dans ce chapitre, sont aussi détaillées, la méthode de traitement des données consistant notamment au retrait du courant d'obscurité, à la calibration absolue des données et à l'estimation de l'intensité des émissions exosphériques Lyman-a de l'hydrogène atomique à 121.6 nm et du triplet de l'oxygène (non résolu) à 130.4 nm ainsi que la reconstruction des lignes de visées de l'instrument. Le quatrième chapitre présente les deux modèles de transfert de rayonnement utilisés pour analyser les raies exosphériques observées par SPICAM : un modèle itératif avec redistribution complète en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires par les atomes d'hydrogène de la haute atmosphère martienne ; un modèle Monte Carlo avec redistribution partielle en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires ainsi que la diffusion résonante des photons émis suite à l'excitation des atomes d'oxygènes par l'impact des photo-électrons. Dans le cinquième chapitre, je présente l'analyse des quelques profils d'intensité de l'émission Lyman-a de l'hydrogène atomique observés par SPICAM comparés avec des 8 profils théoriques. Cette étude sensible à la calibration absolue de l'instrument montre qu'indépendamment de la calibration absolue de l'instrument une composante chaude d'hydrogène exosphérique est nécessaire pour reproduire les profils observés par SPICAM. L'importance de cette population chaude dont l'origine reste indéterminée diminue lorsque l'illumination solaire diminue. Cette population chaude joue un rôle majeur dans l'échappement de l'hydrogène actuel. Enfin dans le sixième et dernier chapitre, je présente l'analyse de quelques profils d'intensité de l'émission de l'oxygène atomique à 130.4 nm obtenus par SPICAM toujours en comparant les profils observés avec des profils théoriques. Dans cette étude on montre que l'excitation par l'impact des photoélectrons est négligeable devant l'excitation par les photons solaires dans la haute atmosphère de Mars et l'on en déduit la densité d'oxygène à l'exobase ainsi que le rapport de mélange [O]/[CO2] à 135 km particulièrement important pour caractériser l'équilibre thermique de la haute atmosphère. Là encore une population chaude (dont l'origine est connue) semble avoir une influence sur la température exosphérique estimée. Deux annexes présentent respectivement la méthode utilisée pour produire des profils thermiques théoriques de densité d'oxygène, d'hydrogène et de dioxyde de carbone dans l'exosphère de Mars (Annexe A) et dans la thermosphère de Mars (Annexe B).