Elisabeth Raynaud - Soutenance de thèse - 3 octobre 2003 - Observatoire de Paris - Université Paris 7 - n° 1Elisabeth Raynaud - Soutenance de thèse - 3 octobre 2003 - Amphi du LAM - Observatoire de Meudon
Etude de la haute atmosphère polaire de Jupiter par occultation stellaire et
spectro-imagerie infrarouge
Elisabeth Raynaud
Sous la direction de Pierre DrossartLESIA, Observatoire de Paris
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Occultations stellaires...
...Spectro-imagerie de l'émission de l'ion H3+
• Ce sont deux moyens d'observation de l'atmosphère à haute altitude….
• Ils permettent de caractériser la température de cette atmosphère..
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Plan de l'exposé :
Introduction sur la haute atmosphère de Jupiter
Occultations stellaires et ondes de gravité Principe d'une occultation stellaire Présentation des occultations étudiées Profils de température
Etude des fluctuations et caractérisation d'ondes
Spectro-imagerie et émission de H3+
Observations et réduction Cartes d'émission de H3
+
Ajustement à des spectres théoriques : modèles et méthode Résultats : cartes de température et de densité de colonne
Conclusions et perspectives
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Plan de l'exposé :
Introduction sur la haute atmosphère de Jupiter Occultations stellaires et ondes de gravité
Principe d'une occultation stellaire Présentation des occultations étudiées Profils de température
Etude des fluctuations et caractérisation d'ondes
Spectro-imagerie et émission de H3+
Observations et réduction Cartes d'émission de H3
+
Ajustement à des spectres théoriques : modèles et méthode Résultats : cartes de température et de densité de colonne
Conclusions et perspectives
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(Seiff et al 1998,Gaborit 2003)
Structure thermique verticale de Jupiter
Tra
nspo
rt d
e l'é
nerg
ie
Troposphère : CONVECTION
Stratosphère : RADIATION
Thermosphère : RADIATION + CONDUCTION
On appelle 'haute atmosphère' la partie de l'atmosphère située au-dessus de la tropopause
occultations
H3+
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(Yelle et al. 2001)
Pourquoi étudier la haute atmosphère de Jupiter?
Les sondes Pioneer, Voyager, Galileo ont révélé que la température de la haute atmosphère des planètes géantes était supérieure à celle prévue..
La thermosphère, est chauffée par un mécanisme jusqu'à présent indéterminé
Ondes de gravité Précipitation de
particules énergétiques
magnétophériques
Effet JouleOndes de
gravité Précipitation de particules
énergétiques magnétosphériques
Effet Joule
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P
FA
particule de fluide
z
Ondes de gravité
Les ondes de gravité sont des perturbations de l’équilibre hydrostatique :
z
-0.5
T
perturbations de densité, de
température dans l’atmosphère lors de la propagation
de l’onde
Oscillations de la particule de fluide autour de la
position d’équilibre, tant que
pad c
g
z
T
z
T
Instabilité : l’onde “déferle” et cède son énergie au
milieu environnant
CHAUFFAGE
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Connaître la structure thermique de Jupiter
• connaître la structure thermique verticale (fluctuations de température pour la détection d'ondes de gravité) de la haute stratosphère
OCCULTATIONS STELLAIRES
• connaître les variations horizontales de la température dans la thermosphère
SPECTRO-IMAGERIE
contraindre la température Information spatiale
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Introduction sur la haute atmosphère de Jupiter
Occultations stellaires et ondes de gravité Principe d'une occultation stellaire Présentation des occultations étudiées Profils de température
Étude des fluctuations et caractérisation d'ondes
Spectro-imagerie et émission de H3+
Observations et réduction Cartes d'émission de H3
+
Ajustement à des spectres théoriques : modèles et méthode Résultats : cartes de température et de densité de colonne
Conclusions et perspectives
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Principe de l'occultation stellaire
L'angle de réfraction et donc la diminution de flux dépendent des propriétés de l'atmosphère : réfractivité , densité , température T..
Lors d'une occultation stellaire, les rayons lumineux de l'étoile sont réfractés par l'atmosphère..
t1/2 (in) t1/2 (out)
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L'occultation de HIP 9369 par Jupiter (10 octobre 1999)
Cette occultation d'une étoile brillante (V~6,5) par la région polaire Nord de Jupiter a été observée de 4 sites en Amérique du Nord et au Chili :
VLT/ISAAC2.3-2.45 m
Obs. du Mont Mégantic (MEG)2.2 m
Obs. de Kitt Peak (KIT) - 1.6 m Catalina Station (CAT) - 0.89 m
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L'occultation de HIP 9369 par Jupiter (10 octobre 1999)
(Raynaud et al. 2003)
VLT :
MEG :
CAT :
KIT :
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L'occultation de Sco par Jupiter (13 mai 1971)
Cette occultation a été observée et analysée en 1971 (Combes et al. 1971, Vapillon et al. 1973) (Raynaud et al. 2004)
Ces résultats ne sont pas en accord avec ceux d'autres observateurs (Veverka et al. 1974), et avec la connaissance actuelle de Jupiter
ré-analyse des courbes de lumière
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Profils de température : méthodes utilisées
Courbe de lumière
Ajustement à des courbes théoriques (construites à partir
d'un modèle atmosphérique) (Baum and Code 1953)
Inversion abélienne de la courbe de lumière
(Kovaleski and Link 1969)
• facilement applicable• influence faible des paramètres photométriques
• modèle trop simple (isotherme) qui ne permet qu'une détermination de la température moyenne
• permet d'obtenir un profil vertical de T (et donc d'étudier les fluctuations)
• dépend des paramètres photométriques et de la condition initiale de température
ASTROMETRIE
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Modèle : atmosphère isotherme T
Calcul de la courbe de lumière correspondante
=T(t) (Baum and Code 1953)
Profils de température : méthode d ’ajustements
Courbe de lumière
Ajustement à des courbes de lumière
théoriques
Ajustement à l’observation : estimation de T et du temps
de mi-occultation t1/2
H= 28 ± 2.8 kmt1/2=24266.4 ± 1.2 s
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Ajustements isothermes : résultats pour HIP9369
H compris entre 24 et 29 km
le modèle isotherme est globalement correct
nombreux écarts très localisés (“ spikes”) à l’isothermalité : petites fluctuations de température
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Ajustements isothermes : résultats pour Sco
H=35 km > mesures précédentes( HIP9369, Hubbard et al. 1972 & 1995,..)
le modèle isotherme n’est pas bon pour ces courbes-là…
…mais Yelle et al. (2001) ont montré que l'émission stratosphérique de CH4 rendait la stratosphère jovienne quasi-isotherme...
flux de fond 0 comme paramètre libre : bon ajustement isotherme H~25 km comme dans le cas de HIP 9369, écarts localisés à l’isothermalité
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Profils de température : méthode de l ’inversion
Courbe de lumière
Inversion de la courbe de lumière
Courbe de lumière normalisée
Calcul du profil de température après imposition d'une
condition initiale au niveau de la mi-occultation
1
0
tdeb
Calcul de la déviation des rayonspuis de l’altitude et de la réfractivité
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les profils obtenus ont des températures moyennes compatibles avec les échelles de hauteur obtenues par ajustement isotherme ( H~25 km T~180 K)
ils sont globalement plus chauds que Galileo, sauf pour VLT (latitudes d’immersion et émersion = 55 & 58°N) réchauffement à haute latitude (modèle Grodent et al. 2001)
cohérence des courbes “proches” ( Mégantic, Kitt Peak et Catalina ) à l’immersion
présence de fluctuations de température sur les profils
Profils de température : résultats de l ’inversion
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tous les gradients ont la même forme arrondis du côté négatif piqués du côté positif dT/dz > -
Fluctuations de température : gradients
Gradients verticaux de température :
OUT
IN
Identiques à des gradients observés dans l’atmosphère terrestre et les atmosphères de Titan (Sicardy et al. 1999) , Venus (Hinson and Jenkins
1995) et Neptune (Roques et
al. 1994).
ONDES DE GRAVITE
Gradient adiabatique = -g/cp
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Fluctuations : emploi de la Transformée en Ondelettes
Comment étudier les fluctuations de petite échelle d’un profil moyen?
Transformée de Fourier (TF) ?Transformée Continue en Ondelettes (CWT)
0 0 0 0
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Fluctuations : emploi de la CWT (suite)
moyen=20 km
permet de décomposer un signal 1D en échelle (période) sans perdre la localisation des structures détectées la base de fonctions (ondelettes) peut être choisie selon utilisation on sait tenir compte des effets de bord propriétés de reconstruction isolement des structures de période 0 donnée
calcul d’un profil moyen pour >moyen
0 0 0 0
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Fluctuations : spectre de puissance
Atmosphère terrestre les fluctuations créées par ondes de gravité ont un spectre de puissance (1/ z)-3
"spectre universel" des ondes de gravité (Smith et al 1987)
pente -3pente -3 pentes proches de -3
similaires à ceux observés sur Titan (Sicardy et al. 1999) mais pas d’artefacts grâce à la CWT
Mise en évidence de signatures d’ondes de gravité…
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Fluctuations : détection de modes dominants
maximum local
sco
Modes d’ondes dominants :z
obs = 22.5, 13.9, 9.3, 2.9 km
zobs= 22.5 km
zobs = -21 km
ondes de gravité?
La CWT permet d’isoler les structures périodiques contenues dans les profils de température ( répartition en énergie ) adaptation de la CWT permettant de comparer les amplitudes
Ex : immersion de sco
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Comparaison à des simulations (K. Matcheva): propagation d’une onde de gravité simulée, de caractéristiques {z
obs,zobs} (Matcheva and Strobel 1999) comparaison à la reconstruction du mode observé
Reconstitution de chaque mode : calcul d’un profil moyen (moyen=30 km) pour décrire l’atmosphère pour chaque mode testé, calcul des variations de z, dues aux variations de T reconstruction du mode d’oscillation seul, T(z)
Fluctuations : détection de modes dominants (suite)
Mode z = 13.9 km
(Raynaud et al. 2004)
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Fluctuations : détection de modes dominants (fin)
Mode d’onde de gravité : zobs=13.9 km, h
obs=750 km, t=263 mnE=0.1 erg.cm-2.s-1
MAIS.. zobs n’est pas la longueur d’onde réelle!!
z
h
z
h
plan d’onde
plan d’onde
zobs
hobs
)tan.tan1(
obsz
z
La détermination des vrais paramètres de l’onde n’est pas possible si l’on ne dispose que d’une seule observation…... observation multi-sites!
dépend de la géométrie de l’onde… que l’on cherche
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Corrélations? la CWT permet d’isoler les fréquences les plus hautes recherche du décalage temporel optimal pour corréler les structures
Fluctuations : corrélation de plusieurs courbes
Observations multi-sites de 1999 : (Raynaud et al. 2003)
à tref , toutes les courbes sondent le même niveau de pression
A, B, C et D appartiennent au même train d’ondes(D non visible sur MEG)
Pour A, B, C : 3 points = 1 plan!
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Fluctuations : reconstruction géométrique de l ’ondeRepère local
Positionnement des plans A, B, et C :Positionnement des plans A, B, et C :
plans d’onde
Avec cette géométrie, on peut calculer les paramètres du train d’onde :z= 3.0 ± 0.9 km, h= 70 ± 34 km
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Fluctuations : discussion sur la nature de l ’onde
Paramètres du train d’onde :z=-3.0 ± 0.9 km, h=70 ± 34 km
NATURE de l’ONDE??
Si c’est une onde de gravité :équation de dispersion période (t=125 min - mode onde de gravité!)
vitesses de propagationgéométrie de l’onde direction de propagation
…mais une telle onde de gravité ne peut se propager sans être dissipée jusqu’à ces altitudes (K. Matcheva)...
Pas une onde de gravité? Incompatibilité avec dissipation
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Fluctuations : détection d'ondes?
Fluctuations de T (Sco)
Isolement d'un mode d'onde de gravité
1 seule courbe : paramètres observés
seulement
ONDE DE GRAVITEDETECTEE MAIS DE
PARAMETRESNON CONTRAINTS
ONDE DE PARAMETRES CONNUS MAIS
INCOMPATIBILITE AVEC DISSIPATION
3 courbes de lumière (HIP9369)
Détection d'une structure de train d'onde
Reconstitution 3D de l'onde
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Conclusions sur l ’étude par occultation stellaire
Détection de signatures d’ondes de gravité (gradients, spectres de puissance)
Utilisation de la Transformée Continue en Ondelettes pour l’analyse temps-fréquence : Mise en évidence de modes d’oscillations : 1 mode d’onde de gravité Intérêt d’une observation multi-sites : détermination des paramètres réels Corrélation de courbes de lumière : reconstruction 3D d’un mode d’onde
E. Raynaud, P. Drossart, K. Matcheva, B. Sicardy, et al. 2003. The 10 October 1999 HIP 9369 occultation by the northern polar region of Jupiter : ingress and egress lightcurves analysis, Icarus, 162, 344-362.
E. Raynaud, K. Matcheva, P. Drossart, F. Roques and B. Sicardy 2004. A re-analysis of the 1971 Beta Scorpii occultation by Jupiter : study of temperature fluctuations and detection of wave activity, Icarus, in press.
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Introduction sur la haute atmosphère de Jupiter
Occultations stellaires et ondes de gravité Principe d'une occultation stellaire Présentation des occultations étudiées Profils de température
Etude des fluctuations et caractérisation d'ondes
Spectro-imagerie et émission de H3+
Observations et réduction Cartes d'émission de H3
+
Ajustement à des spectres théoriques : modèles et méthode Résultats : cartes de température et de densité de colonne
Conclusions et perspectives
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Observations des régions polaires par FTS/BEAR
observations sur FTS/BEAR (CFHT) : 2 campagnes d’observations en 1999/2000 étude de l’émission de l’ion moléculaire H3
+ dans les régions polaires joviennes
14 cubes observés- 2 filtres étroits IR, centrés à 2.09 et 2.11 m (raies de rotation-vibration), =0.2 cm-1
- la résolution spatiale est limitée par le seeing : 0.4-0.6 secondes d’arc- longitudes variées pour les 2 hémisphères
4710 cm-1 4730 cm-1
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Des cubes d ’interférogrammes aux cubes spectraux..
Acquisition d’un cube = 60 min rotation > 35°
Correction de la rotation planétaire:
Pour chaque pixel {Xt=0,Yt=0} , je calcule {Xt,Yt} la position correspondante dans tous les plans, et je reforme l'interférogramme.
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Détection des raies
à 2 m , on trouve la bande harmonique 22 du mode de vibration de torsion 2
mais aussi la bande chaude 32 - 2 2 filtres : le filtre centré à 2,11 m est appelé "filtre H2”
le filtre centré à 2,09 m est appelé "filtre H3+”
P(3,1) R(10,9)
R(6,6)
Q(2,1) Q(3,1)
Filtre “H3+” :
22 32 - 2
Q(6,2)
P(4,1)
Q(5,2)P(7,6)
R(7,7)
P(5,2)Q(6,7)
Q(5,6)P(8,7) P(6,5)
H2 S1(1)
Filtre “H2” :
22 32 - 2
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Cartes d ’émission de H3+
4777 cm-14732 cm-1
Nord
Sud
émissions cohérentes avec celles de Satoh and Connerney (1999) l’émission est plus intense au Nord qu’au Sud on détecte une zone maximale d’émission, à ~170° III, dans les 2 filtres
émissions cohérentes avec celles de Satoh and Connerney (1999) l’émission est plus intense au Nord qu’au Sud on détecte une zone maximale d’émission, à ~170° III, dans les 2 filtres
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Cartes d ’émission de H3+ : comparaison avec H2
4732 cm-1
Nord
Sud
H2 4712 cm-1
l'émission de H2 est beaucoup plus répartie que celle de H3+
détection de l'émission de H2 dans l'hémisphère Sud
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Ajustement de spectres théoriques : modèle et méthode
Modèle :• émission optiquement mince et localisée : couche fine de température unique
L’intensité des raies est proportionnelle à la densité de colonne N(H3+), et s’écrit:
dégénérescence
rovibrationnelle
kT
EhcgAJ
TQ
HNI ififif
'exp )1'2(
)(4
)()( 3
nombre d'ondefonction
de partition
probabilité de transition
énergie du niveau
inférieur
Q(6,2)
P(4,1)
Q(5,2)P(7,6)
R(7,7)
P(5,2)Q(6,7)
Q(5,6)P(8,7) P(6,5)
H2 S1(1)
P(3,1) R(10,9)
R(6,6)
Q(2,1) Q(3,1)
kT
EhcgAJ
TQ
HNI ififif
'exp )1'2(
)(4
)()( 3
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pour les cubes H2, soustraction de la raie S1(1) de H2
ajustement aux moindres carrés (calcul d'un 2 ) aux spectres observésex cube Nord, filtre H2, moyenné sur la zone aurorale :
Ajustements: modèle et méthode (suite)
2-106,9
106,3
10
6070
cm104,8
K99010
10
N
T
2
3
2(T,N)
Anticorrélation forte entre N et T, inhérente à la physique (Lam et al. 1997)
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Les cubes Sud sont trop bruités seulement 8 résultats sur 14
Les températures sont plus élevées dans le filtre H3+ que dans le filtre H2
Cohérent avec les observations précédentes
Les barres d'erreur gênent l'étude des variations
Résultats : valeurs moyennes
Pour chaque cube, je moyenne les spectres de tous les pixels de la zone aurorale :
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Ajustements par zones
Résultats : méthode des zones d ’intensité
pour étudier les variations de T et de N, il ne faut pas moyenner!
découpage en zones dites “zones d’intensité”
Zone 1
Zone 2
Zone 3
Zone 4
Zone 5
résultats sur les variations sans dégrader trop le S/B détection d’un point chaud, correspondant à la zone d’intensité maximale
1 spectre
1 spectre
1 spectre
1 spectre
1 spectre
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Résultats : méthode des zones d ’intensité (suite)
les températures “H2” sont plus faibles que “H3+” mais grandes barres d’erreur
(~200 K) pour le filtre “H3+”
localisation du point chaud : 63-70°N, 150-170° III
Filtre "H2" , T
Filtre "H2" , N
Filtre "H3+" , T
Filtre "H3+" , N
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Résultats : cartes et essais de corrélations
Pour 2 cubes le S/B est suffisamment bon pour faire des ajustements des spectres de chaque pixel cartes de T et N corrélations possibles
Corrélations de rang : = -0.2 = 0.57P de non-corrélation : 0.006 10-30
2.7 22
corré
latio
n très
pro
bable
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Conclusions sur l ’étude de l ’émission de H3+
détection de deux raies de la bande chaude 32- 2, à 4722 et 4749 cm-1.
détection d’une zone d’émission maximale dans l’hémisphère Nord, située entre 63-70°N, 150-170°III. Cette zone est visible à d’autres longueurs d’onde (Caldwell et al. 1980, Drossart et al. 1986, Gladstone et al.
2002) et correspond à l’anomalie magnétique de Dessler et al. 1979.
par ajustement de spectres synthétiques, détermination de T et N(H3+) et
de leurs variations horizontales
la zone d'émission forte est une zone chaude (T~1200 K)
l’intensité des raies semble être plus corrélée à la densité de colonne qu'à la température en dehors de la zone chaude (Stallard et al. 2002)
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Introduction sur la haute atmosphère de Jupiter
Occultations stellaires et ondes de gravité Principe d'une occultation stellaire Présentation des occultations étudiées Profils de température
Etude des fluctuations et caractérisation d'ondes
Spectro-imagerie et émission de H3+
Observations et réduction Cartes d'émission de H3
+
Ajustement à des spectres théoriques : modèles et méthode Résultats : cartes de température et de densité de colonne
Conclusions et perspectives
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Conclusions et Perspectives
Occultations : les méthodes développées et utilisées dans ce travail sont
applicables à toute nouvelle occultation par une planète géante ou Titan.. ..mais aussi à des données existantes!
Données BEAR sur H3+ :
mesure des vents thermosphériques modèles thermosphériques (JTGCM)
résultats scientifiques sur la structure thermique de Jupiter et l’émission infrarouge de l’ion H3
+
développement de méthodes nouvelles et performantes pour l’analyse de données : utilisation de la CWT pour l’analyse de données planétaires
Conclusions :
Perspectives :
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