Soutenance mémoire
L’instrument TEXES
Présentation
L’instrument TEXES (Texas Echelon X[Cross]-Echelle Spectrograph, voir Lacy et al., 2002, pour une description plus détaillée) est un spectromètre infrarouge à fente capable de couvrir le domaine spectral 5–25 µm (2000–400 cm−1 ). Il est doté de plusieurs modes d’observation qui lui permettent de faire varier son champ de vue et sa résolution spectrale entre ≈ 0.007 cm−1 pour le mode haute résolution et ≈ 0.8 cm−1 pour le mode basse résolution. L’instrument est refroidi par deux couches d’azote liquide et une couche d’hélium liquide, ce qui permet de minimiser le bruit thermique dû aux émissions de l’environnement. L’étalonnage, le détecteur et la réduction seront abordés dans les sections suivantes.
Acquisition des données
Les observations de Jupiter analysées dans cette thèse ont été obtenues avec TEXES monté sur l’IRTF — InfraRed Telescope Facility, un télescope infrarouge de 3 m de diamètre situé sur le Mauna Kea, à Hawaï —. Ces observations ont été réalisées par Thomas Greathouse le 16 Janvier 2016, date à laquelle Jupiter avait un diamètre apparent d’environ 41″. L’objectif de la campagne d’observation était d’obtenir des spectres de tout le disque de la planète dans plusieurs régions spectrales autour de 2000 cm−1 . Utiliser le mode à haute résolution spectrale de TEXES dans cette région spectrale aurait eu pour conséquence de limiter la longueur de la fente à environ 4,4″, ce qui est insuffisant pour couvrir tout le disque. Il a donc été décidé d’utiliser le mode à longue fente et résolution intermédiaire (medium resolution, long slit), qui permet d’obtenir en théorie un champ de vue d’environ 1.5″×45″ réparti le long de la fente sur 256 pixels. Chaque pixel possède un champ de vue d’environ 0,33″ (les champs de vue des pixels se recouvrent), et contient un spectre de 256 échantillons avec une résolution spectrale d’environ 0,15 cm−1 à 2000 cm−1. Observer avec TEXES avec ce mode et dans cette région spectrale fait apparaître deux principales difficultés techniques. La première est qu’à 2000 cm−1 , on s’approche des limites de sensibilité de l’instrument, ce qui peut affecter la qualité des spectres obtenus. La seconde vient du fait que le filtre variable circulaire (Circular Variable Filter ou CSV), qui permet de sélectionner la plage de longueur d’onde observée — soit dans notre cas une plage spectrale équivalente à 1,5% de la longueur de l’intervalle 4–8 µm, ce qui permet d’obtenir par exemple un spectre entre 1970 et 2000 cm−1 — n’est pas suffisamment large pour pouvoir profiter des 45″ de la fente. En conséquence, le champ de vue effectif le long de la fente sera plutôt d’environ 38″ (soit légèrement moins que le diamètre apparent de Jupiter). Avant d’observer la planète elle-même, on fait l’acquisition des spectres obtenus en occultant la fenêtre de l’instrument avec un écran ayant des propriétés proches de celles d’un corps noir. Ces spectres, qui permettent de calibrer les observations, sont appelés « blacks ». Comme l’IRTF est un télescope au sol, il faut également prendre en compte l’effet de la transmittance atmosphérique terrestre (ou sky, voir l’équation 3.17). Pour cela, on pointe le télescope vers une région dépourvue de source, et l’on fait une acquisition. On obtient ainsi l’émission propre à l’atmosphère terrestre e. La transmittance de l’atmosphère terrestre est obtenue par sky = 1 − e/black. L Pour couvrir l’intégralité du disque, la longueur de la fente a été alignée sur l’axe céleste nord–sud. Le centre de la fente a ensuite été placé à 25″ à l’ouest du centre de Jupiter, où une première acquisition a été obtenue. La fente est ensuite décalée de 0,7″ — la moitié de la largeur de la fente, ce qui permet d’avoir un échantillonnage spatial de Nyquist — vers l’est où une nouvelle acquisition est obtenue et ainsi de suite jusqu’à ce que la fente dépasse le limbe est de la planète.
Réduction des données
Les données obtenues précédemment ne sont pas directement exploitables, elles doivent d’abord êtres étalonnées. Pour cela, TEXES dispose d’un logiciel intégré qui se charge automatiquement de l’étalonnage de la radiance et des nombres d’onde, ainsi que de la correction des effets d’optiques et des effets de bord du spectromètre, et cela à partir des spectres blacks et sky obtenus (voir section 2.1). La méthode exacte est décrite dans Lacy et al., 2002. À la fin, on obtient des cubes spectraux d’environ 64×96 pixels (64 étant le nombre de scans, 96 le nombre de pixels de la fente), chacun contenant un spectre calibré de moins de 256 échantillons. Il reste toutefois à déterminer le décalage Doppler, la géométrie (les coordonnées géographiques sur Jupiter de chaque pixel du cube spectral) et le bruit équivalent en radiance de l’instrument.
Effet Doppler et géométrie
L’effet Doppler et la géométrie ont été calculés par Thomas Greathouse à l’aide d’un programme IDL, où l’utilisateur fait correspondre visuellement une ellipse aux limbes de la planète afin d’en déterminer le centre. Puis, en utilisant la bibliothèque ICY du NASA’s Navigation and Ancillary Information Facility (Acton, 1996), le programme calcul la latitude (planétocentrique), la longitude (en système III), ainsi que la vitesse par rapport à la Terre — qui tient compte de la vitesse de Jupiter par rapport à la Terre et de sa rotation — de chaque pixel. Le problème principal de cette méthode est que les limbes de Jupiter ne sont pas très bien définis à travers les cubes spectraux TEXES. Il est donc assez difficile de placer correctement l’ellipse. Or, d’une erreur de quelques secondes de degrés sur l’emplacement du centre de l’ellipse peut résulter une erreur de plus de 10◦ sur la latitude et la longitude à proximité des limbes (l’erreur sur la vitesse relative est moins importante). Ainsi, il existe une incertitude de l’ordre de quelques degrés sur la latitude et la longitude des cubes TEXES, ce qui rend délicat les comparaisons spatiales quantitatives avec d’autres résultats.
Bruit instrumental
Le bruit d’un instrument consiste en des déformations aléatoires du signal dues à l’électronique de l’instrument et à la nature quantique de la lumière. Le bruit instrumental est la plupart du temps inévitable. Il est distinct de la distorsion, qui est une altération systématique du signal, et qui dans le cas de TEXES est corrigée par le logiciel intégré. Le bruit sert à déterminer les incertitudes sur le signal, et c’est un paramètre important de l’inversion . Pour estimer le bruit instrumental moyen, une technique consiste à pointer l’instrument vers une zone vide pendant un certain temps, juste avant et juste après les observations. Le spectre ainsi obtenu constitue le bruit équivalent en radiance de l’instrument. Ici, j’ai utilisé les pixels des 4 coins des cubes spectraux, qui se trouvent relativement loin du disque de Jupiter. En prenant des carrés de 5×5 pixels, on obtient ainsi 100 spectres, dont on va moyenner les radiances pour obtenir le bruit équivalent radiance par nombre d’onde du cube spectral considéré. Ce bruit sera considéré comme l’incertitude à 1σ sur le signal.
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Table des matières
1 Introduction
1.1 Jupiter
1.1.1 Formation
1.1.2 Structure thermique
1.1.3 Composition chimique
1.1.4 Dynamique atmosphérique et Nuages
1.2 Spectroscopie
1.2.1 Vibration
1.2.2 Rotation
1.2.3 Interaction vibration-rotation et spectre infrarouge
1.2.4 Intensité des raies
1.2.5 Forme de raies
1.2.6 Continuum
1.2.7 Radiance, abondance et transfert radiatif
2 L’instrument TEXES
2.1 Présentation
2.2 Acquisition des données
2.3 Réduction des données
2.3.1 Effet Doppler et géométrie
2.3.2 Bruit instrumental
2.3.3 Réponse spectrale de l’instrument
2.3.4 Transmittance de l’atmosphère terrestre
3 Modèles, méthodes et algorithmes
3.1 Modèle de transfert radiatif
3.1.1 Densité numérique de colonne
3.1.2 Section efficace d’atténuation
3.1.3 Le continuum dihydrogène–hélium
3.1.4 Spectre synthétique
3.2 Méthode d’inversion
3.2.1 Principe
3.2.2 Incertitudes
3.3 Code développé
3.3.1 Cœur
3.3.2 Interface de programmation
3.3.3 Algorithme de convolution par transformée de Fourier en parallèle
3.3.4 Algorithme d’inversion de matrice en parallèle
3.4 Validation
4 Répartition de l’ammoniac dans la troposphère de Jupiter
4.1 Cubes spectraux TEXES utilisés
4.2 Aspect visible de Jupiter
4.3 Modèle de l’atmosphère de Jupiter
4.3.1 Températures et molécules
4.3.2 Le nuage et ses influences
4.4 Mise en application de l’inversion
4.4.1 Paramètres d’inversion
4.4.2 Procédure d’inversion
4.4.3 Inversion du profil d’abondance de l’ammoniac
4.5 Qualité d’ajustement
4.6 Transmittance du nuage et comparaison avec l’aspect visible
4.7 Abondance de l’ammoniac
4.7.1 Ceintures
4.7.2 Zones
4.8 Relation entre la transmittance du nuage et l’abondance d’ammoniac
4.9 Autres travaux et résultats
5 Conclusions
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