Elisabeth Raynaud - Soutenance de thèse - 3 octobre 2003 - Amphi du LAM - Observatoire de Meudon

Elisabeth 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 Drossart LESIA, Observatoire de Paris

Ce sont deux moyens d'observation de l'atmosphère à haute altitude…. • Ils permettent de caractériser la température de cette atmosphère..  Occultations stellaires... ...Spectro-imagerie de l'émission de l'ion H3+

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

Structure thermique verticale de Jupiter H3+ (Seiff et al 1998,Gaborit 2003) Thermosphère : RADIATION + CONDUCTION occultations Stratosphère : RADIATION Transport de l'énergie Troposphère : CONVECTION On appelle'haute atmosphère'la partie de l'atmosphère située au-dessus de la tropopause

Pourquoi étudier la haute atmosphère de Jupiter? Ondes de gravité Effet Joule Précipitation de particules énergétiques magnétosphériques Ondes de gravité Effet Joule Précipitation de particules énergétiques magnétophériques (Yelle et al. 2001) 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 z Oscillations de la particule de fluide autour de la position d’équilibre, tant que FA particule de fluide z P perturbations de densité, de température dans l’atmosphère lors de la propagation de l’onde Instabilité : l’onde “déferle” et cède son énergie au milieu environnant  CHAUFFAGE -0.5 T Les ondes de gravité sont des perturbations de l’équilibre hydrostatique :

Connaître la structure thermique de Jupiter OCCULTATIONSSTELLAIRES SPECTRO-IMAGERIE Information spatiale contraindre la température • connaître la structure thermique verticale (fluctuations de température pour la détection d'ondes de gravité) de la haute stratosphère • connaître les variations horizontales de la température dans la thermosphère

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

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.. t1/2 (in) t1/2 (out) Lors d'une occultation stellaire, les rayons lumineux de l'étoile sont réfractés par l'atmosphère..

L'occultation de HIP 9369 par Jupiter (10 octobre 1999) Obs. du Mont Mégantic (MEG)2.2 m Obs. de Kitt Peak (KIT) - 1.6 m Catalina Station (CAT) - 0.89 m VLT/ISAAC 2.3-2.45 m 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 :

L'occultation de HIP 9369 par Jupiter (10 octobre 1999) VLT : CAT : KIT : MEG : (Raynaud et al. 2003)

L'occultation de  Sco par Jupiter (13 mai 1971) (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 Cette occultation a été observée et analysée en 1971 (Combes et al. 1971, Vapillon et al. 1973)

Profils de température : méthodes utilisées Inversion abélienne de la courbe de lumière (Kovaleski and Link 1969) Ajustement à des courbes théoriques (construites à partir d'un modèle atmosphérique) (Baum and Code 1953) • permet d'obtenir un profil vertical de T (et donc d'étudier les fluctuations)  • facilement applicable • influence faible des paramètres photométriques  • dépend des paramètres photométriques et de la condition initiale de température  • modèle trop simple (isotherme) qui ne permet qu'une détermination de la température moyenne  Courbe de lumière ASTROMETRIE

Profils de température : méthode d ’ajustements Ajustement à des courbes de lumière théoriques Modèle : atmosphère isotherme T Calcul de la courbe de lumière correspondante=T(t) (Baum and Code 1953) Ajustement à l’observation : estimation de T et du temps de mi-occultation t1/2 H= 28 ± 2.8 km t1/2=24266.4 ± 1.2 s Courbe de lumière

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

Ajustements isothermes : résultats pour  Sco ?? …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  H=35 km > mesures précédentes ( HIP9369, Hubbard et al. 1972 & 1995,..)  le modèle isotherme n’est pas bon pour ces courbes-là…

Profils de température : méthode de l ’inversion Calcul de la déviation des rayons puis de l’altitude et de la réfractivité 1 Calcul du profil de température après imposition d'une condition initiale au niveau de la mi-occultation 0 tdeb Courbe de lumière Inversion de la courbe de lumière Courbe de lumière normalisée

Profils de température : résultats de l ’inversion  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

Fluctuations de température : gradients Gradient adiabatique  = -g/cp Identiques à des gradients observés dans l’atmosphère terrestre et les atmosphères de Titan (Sicardy et al. 1999) , Venus (Hinson and Jenkins1995) et Neptune (Roques et al. 1994). OUT ONDES DE GRAVITE Gradients verticaux de température: IN  tous les gradients ont la même forme  arrondis du côté négatif  piqués du côté positif  dT/dz > -

Fluctuations : emploi de la Transformée en Ondelettes Transformée de Fourier (TF) ? 0 0 0 0 Comment étudier les fluctuations de petite échelle d’un profil moyen? Transformée Continue en Ondelettes (CWT)

Fluctuations : emploi de la CWT (suite) moyen=20 km 0 0 0 0 • 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

Fluctuations : spectre de puissance pente -3 pente -3 Mise en évidence de signatures d’ondes de gravité… 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)  pentes proches de -3  similaires à ceux observés sur Titan (Sicardy et al. 1999) mais pas d’artefacts grâce à la CWT

Fluctuations : détection de modes dominants 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 maximum local Modes d’ondes dominants : zobs= 22.5, 13.9, 9.3, 2.9 km zobs= 22.5 km zobs = -21 km ondes de gravité? sco

Fluctuations : détection de modes dominants (suite) Mode z = 13.9 km (Raynaud et al. 2004) • 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) Comparaison à des simulations (K. Matcheva): • propagation d’une onde de gravité simulée, de caractéristiques {zobs,zobs} (Matcheva and Strobel 1999) • comparaison à la reconstruction du mode observé

Fluctuations : détection de modes dominants (fin) Mode d’onde de gravité : zobs=13.9 km, hobs=750 km, t=263 mn E=0.1 erg.cm-2.s-1 z h  h z  plan d’onde dépend de la géométrie de l’onde… que l’on cherche zobs plan d’onde hobs MAIS.. zobs n’est pas la longueur d’onde réelle!! 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!

Fluctuations : corrélation de plusieurs courbes (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! Observations multi-sites de 1999 : Corrélations? la CWT permet d’isoler les fréquences les plus hautes  recherche du décalage temporel optimal pour corréler les structures

Fluctuations : reconstruction géométrique de l ’onde Repère local Positionnement des plans A, B, et C : Positionnement des plans A, B, et C : Avec cette géométrie, on peut calculer les paramètres du train d’onde : z= 3.0 ± 0.9 km, h= 70 ± 34 km plans d’onde

Fluctuations : discussion sur la nature de l ’onde Pas une onde de gravité? Incompatibilité avec dissipation 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 propagation géométrie 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)...

Fluctuations : détection d'ondes? Fluctuations de T (Sco) 3 courbes de lumière (HIP9369) Isolement d'un mode d'onde de gravité Détection d'une structure de train d'onde 1 seule courbe : paramètres observés seulement Reconstitution 3D de l'onde ONDE DE GRAVITE DETECTEE MAIS DE PARAMETRESNON CONTRAINTS ONDE DE PARAMETRES CONNUS MAIS INCOMPATIBILITE AVEC DISSIPATION

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.

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

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 4730 cm-1 4710 cm-1

Des cubes d ’interférogrammes aux cubes spectraux.. Correction de la rotation planétaire: Acquisition d’un cube = 60 min  rotation > 35° Pour chaque pixel {Xt=0,Yt=0} , je calcule {Xt,Yt} la position correspondante dans tous les plans, et je reforme l'interférogramme.

Détection des raies R(6,6) Q(3,1) P(3,1) Q(2,1) R(10,9) Filtre “H2” : Filtre “H3+” : 22 32 - 2 22 32 - 2 H2 S1(1) R(7,7) P(4,1) P(7,6) Q(6,2) P(5,2) Q(5,6) P(8,7) P(6,5) Q(5,2) Q(6,7)  à 2 m , on trouve la bande harmonique 22 du mode de vibration de torsion 2 mais aussi la bande chaude 32 - 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+”

Cartes d ’émission de H3+ 4777 cm-1 4732 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

Cartes d ’émission de H3+ : comparaison avec H2 H2 4712 cm-1 4732 cm-1 Nord Sud • l'émission de H2 est beaucoup plus répartie que celle de H3+ • détection de l'émission de H2 dans l'hémisphère Sud

Ajustement de spectres théoriques : modèle et méthode R(6,6) Q(3,1) P(3,1) Q(2,1) R(10,9) probabilité de transition fonction de partition énergie du niveau inférieur nombre d'onde H2 S1(1) dégénérescence rovibrationnelle R(7,7) P(4,1) P(7,6) Q(6,2) P(5,2) Q(5,6) P(8,7) P(6,5) Q(5,2) Q(6,7) • 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:

Ajustements: modèle et méthode (suite) 2(T,N) 2 3 Anticorrélation forte entre N et T, inhérente à la physique (Lam et al. 1997) • pour les cubes H2, soustraction de la raie S1(1) de H2 • ajustement aux moindres carrés (calcul d'un 2 ) aux spectres observés • ex cube Nord, filtre H2, moyenné sur la zone aurorale :

Résultats : valeurs moyennes Pour chaque cube, je moyenne les spectres de tous les pixels de la zone aurorale : • 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 : 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” 1 spectre Zone 5 Ajustements par zones 1 spectre Zone 4 1 spectre Zone 3 1 spectre Zone 2 1 spectre Zone 1 • résultats sur les variations sans dégrader trop le S/B • détection d’un point chaud, correspondant à la zone d’intensité maximale

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 "H3+" , T Filtre "H2" , N Filtre "H3+" , N

Résultats : cartes et essais de corrélations corrélation très probable 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  = 0.57 P de non-corrélation : 0.006 10-30 2.7 22

Conclusions sur l ’étude de l ’émission de H3+ • détection de deux raies de la bande chaude 32- 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)

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

Conclusions et Perspectives Conclusions :  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 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)

Elisabeth Raynaud - Soutenance de thèse - 3 octobre 2003 - Amphi du LAM - Observatoire de Meudon