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Ferrier, Claire. Interaction du vent solaire avec les planètes non-magnétisées : Mars et Vénus

Ferrier, Claire (2009) Interaction du vent solaire avec les planètes non-magnétisées : Mars et Vénus.

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Résumé en francais

Les corps planétaires sans champ magnétique intrinsèque, mais possédant une atmosphère, possèdent une queue magnétosphérique comme celle observées à l'arrière des comètes. Ces queues magnétosphériques sont le résultat de l'interaction directe entre le vent solaire et l'ionosphère de ces planètes et leurs propriétés dépendent de ces deux facteurs. On s'attend à ce que les sillages martien et vénusien soient très similaires du fait de leur origine induite. Une étude comparative partielle de ces deux planètes est aujourd'hui possible. En effet, ASPERA-3 à bord de Mars Express (MEX) est actuellement en orbite autour de Mars et ASPERA-4, réplique d'ASPERA-3, à bord de Vénus Express (VEX), en orbite autour de Vénus depuis Avril 2006. Ces expériences, construites en partenariat international avec une participation importante du CESR, donnent la possibilité d'étudier et de comparer, au moyen d'une instrumentation identique, l'interaction des deux planètes avec le vent solaire. Toutes les mesures d'ions planétaires sont effectuées à l'aides des spectromètres de masse IMA (Ion Mass Analyser). Pour l'étude de Vénus, on utilise aussi les données magnétiques issues du magnétomètre MAG placé à bord de VEX. L'utilisation des données de vitesse et densité obtenues par le satellite ACE (Advanced Composition Explorer) au point L1 de la Terre a, quant à lui, permis de vérifier la valeur de ces paramètres, obtenus par VEX autour de Vénus. En ce qui concerne Mars, on a déduit la direction du champ magnétique interplanétaire grâce aux données obtenues simultanément à bord de l'orbiteur américain MGS (Mars Global Surveyor).En ce qui concerne Mars, on a déduit la direction du champ magnétique interplanétaire grâce aux données obtenues simultanément à bord de l'orbiteur américain MGS (Mars Global Surveyor). Il est maintenant admis qu'en l'absence d'obstacle magnétique efficace, comme c'est le cas sur la Terre, protégée par sa magnétosphère, les atmosphères des planètes telles que Mars et Vénus sont soumises à une érosion intense au contact du vent solaire. Les modèles prédisent un effet cumulé très important à l'échelle de milliard d'années, potentiellement capable de dissiper une atmosphère primitive dense, nécessaire au maintient de l'eau sous forme liquide. Cependant, les mesures récentes de MEX montrent que si les échappements de l'atmosphère résultant de cette interaction sont importants, ils ne peuvent probablement pas expliquer la disparition des océans primitifs de Mars. A l'origine, Vénus devait également être recouverte d'eau, mais cette dernière s'est évaporée et le peu qu'il en reste (sous forme de vapeur) continue de s'en échapper comme en témoignent les taux d'échappement actuels de H et O calculés à partir des mesures de VEX. Cette thématique, qui nécessite d'aborder les planètes en tant que systèmes, constitués d'enveloppes en interaction mutuelle, avec à leur sommet le vent solaire, est fondamentale pour comprendre l'évolution des planètes telluriques en référence à la Terre. 1. Le problème "planétologique" Il consiste à étudier de façon spécifique l'échappement des ions planétaires de Mars et Vénus. La résolution de ce problème passe par l'étude de la structure de cette interaction du vent solaire avec la planète ou plus précisément du couplage entre un vent de plasma rapide, sans collision, et un gaz neutre via des processus d'ionisation. En effet, cette interaction conduit à la formation d'un sillage rempli d'ions d'origine atmosphérique. La comparaison des environnements ionisés des deux planètes a révélé les similitudes et les différences dans les diverses régions plasma qui les entourent. Le calcul des taux d'échappement - ici échappement causé par l'interaction avec le vent solaire - permet de quantifier la perte atmosphérique et de mieux comprendre le rôle de ce type d'échappement dans la disparition de l'eau sur Mars et Vénus. 2. Le problème "physique" Il consiste à étudier les mécanismes physiques responsables de l'échappement du matériel planétaire. L'étude de l'accélération des ions en fonction de différentes régions magnétosphériques révèlent des différences à l'origine de la répartition spatiale et énergétique des différents ions, observée dans les queues de Mars et Vénus. Les mécanismes d'accélération agissant dans la région centrale de la queue, la plasma sheet sont dus à la forte tension magnétique -!j ×-!B et à un champ électrique de polarisation. La seconde région, plus externe est le siège d'une accélération par le champ électrique interplanétaire et à un champ électrique de séparation de charge

Sous la direction du :
Directeur de thèse
Sauvaud, Jean-André
Fedorov, Andrei
Ecole doctorale:Sciences de l'Univers, de l'environnement et de l'espace (SDU2E)
laboratoire/Unité de recherche :Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR), UMR 5187
Mots-clés libres :Mars - Vénus - Magnétosphère - Plasma - Interaction vent solaire-magnétosphères
Sujets :Sciences de l'univers
Déposé le :19 Feb 2010 16:41