Occultation stellaire à travers l'atmosphère de Vénus

Contexte

En 2011, l'équipe de Franck Montmessin (LATMOS, France) a découvert l'existence d'une couche d'ozone (O₃) dans la haute atmosphère de Vénus côté nuit. Cette couche est très ténue et d'extension verticale restreinte. Elle présente également d'importantes variations horizontales, pouvant passer sous le seuil de détection. Les données utilisées provenaient de l'instrument SPICAV à bord de la sonde Venus Express (2006-2014) de l'ESA, et utilisaient la méthode des occultations stellaires en ultraviolet, domaine spectral où l'ozone présente une absorption caractéristique.

Ce mini-projet se propose d'appliquer la même méthode à des occultations stellaires simulées, comparables à celle mesurées par SPICAV mais plus faciles à traiter.

Description des occultations simulées

Les occultations simulées prennent en compte l'extinction de la lumière de l'étoile causée par la traversée d'une partie de l'atmosphère de Vénus. Cette atmosphère simulée est constituée de dioxyde de carbone (CO₂ à 96,5%) suivant une distribution hydrostatique, et d'une couche d'ozone (O₃) d'altitude fixe et d'épaisseur caractéristique assez mince. Le dioxyde de carbone absorbe majoritairement aux courtes longueurs d'onde, tandis que l'ozone présente une bande d'absorption centrée sur une longueur d'onde d'environ 250 nm (bande de Hartley) . Ce modèle, par souci de simplicité pédagogique, ne prend pas en compte les phénomènes suivants :

• les inhomogénéités horizontales : l'atmosphère est constituée de "coquilles sphériques" considérées homogènes ;
• l'extinction supplémentaire causée par les brumes normalement présentes dans la haute atmosphère de Vénus ;
• la réfraction atmosphérique, qui entraîne une déviation de la direction du rayon lors de la traversée de l'atmosphère (d'indice de réfraction variable et très légèrement supérieur à 1).

Ces occultations ont été simulées pour diverses altitudes tangentes du rayon lumineux. Ces altitudes représentent l'altitude minimale atteinte par le rayon lorsqu'il passe au plus près de Vénus. Un bruit synthétique a été également été ajouté.

Consignes

1. Pour chaque observation, ajuster la densité de colonne d'ozone donnant le meilleur accord entre transmission théorique et observée. Copier chaque couple de valeurs vers le tableur.
2. Pourquoi la transmission théorique ne réussit-elle pas à ajuster les observations aux courtes longueurs d'onde ? Interpréter le désaccord constaté, notamment vis-à-vis l'altitude tangente.
3. Interpréter la courbe donnant la densité de colonne d'ozone traversée en fonction de l'altitude tangente : vérifier notamment qu'elle est compatible avec une couche mince d'ozone située à une altitude que l'on précisera.
4. Représenter schématiquement trois occultations d'altitudes tangentes telles que : , , . Vérifiez la cohérence avec les variations de la densité de colonne d'ozone observées le long de ces rayons.
5. Estimer à partir du profil vertical de densité de colonne d'ozone l'épaisseur caractéristique de la couche d'ozone.
6. En considérant un modèle simplifié où l'ozone est uniformément réparti entre les altitudes et , montrer que la longueur parcourue par le rayon d'altitude tangente est donnée par où désigne le rayon de Vénus. On se placera dans l'hypothèse, vérifiée ici, où .
7. En déduire alors une estimation de la densité particulaire (en molécules/m³) d'ozone au sein de cette couche dans le cadre de ce modèle simplifié.