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The SuperCam instrument, onboard the Perseverance rover, enables the characterization of rocks on the surface of Mars, at a distance of several meters from the rover, via laser-based spectroscopy techniques -- LIBS, Raman and luminescence -- and using the reflectance of sunlight in the visible and infrared ranges (VISIR).We study the combination of these spectroscopy techniques, to optimize the acquisition and processing of multi-technique data and ultimately reinforce the geological interpretation derived from the spectra, with a specific focus on the characterization of carbonates.To do so, we developped a new laboratory setup, to study time-resolved LIBS, Raman and luminescence spectroscopy.Through the study of plasma-induced luminescence, and its applicability on Mars, we investigated the diversity of emissions associated to the ablation plasma, the excitation regimes and the influence of atmospheric conditions.However, the continuum signal in Raman spectra remains hard to interpret.In parallel, we studied numerical strategies for multi-technique data analysis. We assembled a LIBS - Raman - VISIR database on natural rock samples, and used it to train supervised classification models based on random forests.Studying different models, we identified risks and biases related to the database or the algorithm itself, but also cases where low-level data fusion improves the classification performances and reveals correlations throughout the multi-technique data.Finally, the lessons learned from these studies have been applied to Mars data. In particular, we developed a specific strategy to identify and characterize carbonates based on SuperCam LIBS, Raman and VISIR data. We thus showed the strength of the synergy of SuperCam investigation techniques, and identified several carbonate phases in Jezero crater, which record multiple alteration episodes.; Dans le cadre de la mission Mars 2020 (NASA), l'instrument SuperCam permet la caractérisation de cibles géologiques à plusieurs mètres de distance autour du rover, notamment via des techniques de spectroscopie basées sur l'utilisation d'impulsions laser -- LIBS, Raman, luminescence -- et de la spectroscopie de réflectance du rayonnement solaire dans les domaines visible et infrarouge (VISIR).Les travaux de thèse présentés dans ce mémoire traitent de l'intérêt de combiner ces différentes techniques pour renforcer les interprétations géologiques, en particulier pour la caractérisation des carbonates.Pour cela, nous cherchons à approfondir la compréhension des processus physiques mis en jeu, des données spectrales, et des outils numériques qui permettent d'en extraire l'information.Nous avons mis en place un nouveau banc de test, pour tirer parti de la résolution temporelle dans le cadre des spectroscopies LIBS, Raman et de luminescence, en conditions atmosphériques martiennes. À travers l'étude de la luminescence induite par plasma, et de sa faisabilité sur Mars, nous avons exploré la diversité des émissions associées au plasma d'ablation, les régimes d'excitation, et l'influence des conditions atmosphériques.En revanche, l'analyse du fond continu détecté dans les spectres Raman reste à approfondir.Par ailleurs, nous avons assemblé une base de données LIBS - Raman - VISIR pour explorer différentes stratégies d'analyse de données mono- ou multi-techniques. Notre approche numérique, basée sur des forêts aléatoires, a mis à jour des biais liés à la base de données d'apprentissage ou à l'algorithme, mais surtout des situations dans lesquelles la fusion de données permet de renforcer les performances de classification et de révéler des corrélations entre les variables des différentes techniques.Nous avons ensuite appliqué les leçons tirées de ces études aux analyses effectuées sur Mars avec SuperCam. En particulier, nous avons identifié plusieurs phases de carbonates dans le cratère Jezero, montrant l'efficacité de la synergie des techniques spectroscopiques de SuperCam pour cette étude, et permettant de tracer de multiples épisodes d'altération aqueuse dans le cratère.

The InSight mission landed in the Elysium Planitia province on Mars on November 26, 2018. Since 2019, thanks to the deployment of the SEIS seismometer on the surface of the planet, more than a thousand seismic events, the "marsquakes", have been recorded, proving that Mars is seismically active. The analysis of these quakes allowed to probe for the first time the internal structure of Mars, from the crust to the core. The event catalogs allowed to study the seismicity of the planet, and to list the earthquakes according to their characteristics. Thus, marsquakes are divided into several categories, two of which, qualified as low-frequency (LF) and broadband (BB), are of particular interest to us in this thesis. Indeed, LF and BB events are qualified as "tectonic", i.e. they would certainly have been generated by seismic sources such as faults or fractures. Moreover, the selected LF/BB marsquakes are characterized by high quality data and a high signal-to-noise ratio. A dozen of them were located on structures of interest, in particular in the vicinity of Cerberus Fossae, and at the level of the Martian dichotomy. In order to understand the potential involvement of Cerberus Fossae in the triggering of LF/BB marsquakes, and to discuss whether Mars has a current tectonic activity, we study the seismic sources of the region. To do this, we first perform a detailed analysis of the morphology of the Cerberus Fossae system. We use very high-resolution images to finely map the fractures and we compute digital terrain models. The mapping reveals a range of morphologies associated with volcanic dike activity at depth. Measurements of fossae widths and throws decrease eastward, indicating the long-term direction of propagation of the dike-induced fracture system. They also provide insight into the depth geometry and rooting of possible faults and fractures in the Martian crust. The exceptional preservation of the fossae allows us to detect four segmentation scales, where each segmentation scale is formed by a similar number of 3-4 segments. We also estimate that higher stress should exist the intersegment zones and at the ends of grabens, where marsquakes would thus potentially be triggered. We then explore other seismic sources in the region, through a method of seismic moment tensor inversion. The tensors allow us to interpret the nature and the depth of the seismic sources at the origin of the LF/BB marsquakes. In our approach, we invert the body waveforms and the maximum amplitudes of secondary phases from InSight seismograms. We moreover look for solutions with surface waves weaker than the Martian noise. From our moment tensor results, we determined that all our Martian events were triggered at moderate depths of 15-36 km. We infer that the seismic events located on Cerberus Fossae have geometries in agreement with those of the fractures in the system (i.e., similar direction, slope, and motion). We also deduce that they were certainly generated by tectonics. This activity is supposed to be mainly related to the mechanical weakness resulting from the propagation of volcanic dikes at depth. Two events further south, at the level of the Martian dichotomy, are certainly due to compressive fracturing under surface wrinkles. They would thus be indirectly triggered by the planetary thermal contraction., La mission InSight s'est posée dans la province d'Elysium Planitia sur Mars le 26 novembre 2018. Depuis 2019, grâce au déploiement du sismomètre SEIS à la surface de la planète, plus d'un millier d'événements sismiques, les "marsquakes", ont été enregistrés, prouvant que Mars est active sismiquement. L'analyse de ces séismes a alors permis de sonder pour la première fois la structure interne de Mars, de la croûte au noyau. Les catalogues d'événements ont permis d'étudier la sismicité de la planète, et de répertorier les séismes en fonction de leurs caractéristiques. Ainsi, les marsquakes sont divisés en plusieurs catégories, dont deux, qualifiées de basses fréquences (low-frequency, LF) et à large bande (broadband, BB), qui nous intéressent particulièrement dans cette thèse. En effet, les événements LF et BB sont qualifiés de "tectoniques", c'est-à-dire qu'ils auraient certainement été générés par des sources sismiques telles que des failles ou fractures. De plus les marsquakes LF/BB sélectionnés sont caractérisés par des données de haute qualité et un fort rapport signal à bruit. Une dizaine d'entre eux ont été localisés sur des structures d'intérêt, notamment aux alentours de Cerberus Fossae, et au niveau de la dichotomie martienne. Afin de comprendre la potentielle implication de Cerberus Fossae dans le déclenchement des marsquakes, et de discuter si Mars a une activité tectonique actuelle, nous étudions les sources sismiques de la région. Pour cela, tout d'abord nous d'effectuons une analyse fine de la morphologie du système de Cerberus Fossae. Nous utilisons des images très hautes résolutions afin de cartographier finement les fractures et nous calculons des modèles numériques de terrain. La cartographie révèle une gamme de morphologies associées à l'activité des dikes volcaniques en profondeur. Les mesures de largeurs et de rejets des fossés diminuent vers l'est, indiquant la direction de propagation à long terme du système de fractures induit par les dikes. Ils donnent également un aperçu de la géométrie en profondeur et de l'enracinement des éventuelles failles et fractures dans la croûte martienne. La préservation exceptionnelle des fossés nous permet de détecter quatre échelles de segmentation, où chaque échelle de segmentation est formée par un nombre similaire de 3-4 segments. Nous estimons également qu'une contrainte plus élevée devrait exister les zones d'intersegments et aux extrémités des grabens, là où les marsquakes seraient ainsi potentiellement déclenchés. Nous explorons ensuite les autres sources sismiques de la région, au travers d'une méthode d'inversion des tenseurs des moments sismiques. Les tenseurs nous permettent d'interpréter la nature et la profondeur des sources sismiques à l'origine des séismes. Dans notre approche, nous inversons les formes d'onde des ondes de volume et les amplitudes maximales des phases secondaires des sismogrammes d'InSight. Nous recherchons des solutions avec des ondes de surface plus faibles que le bruit martien. A partir de nos résultats sur les tenseurs de moments, nous avons déterminé que tous nos événements ont été déclenchés à des profondeurs modérées de 15-36 km. Nous avons déduit que les événements situés sur Cerberus Fossae ont des géométries en accord avec celles des fractures du système (c'est-à-dire, de direction, pente et mouvement similaires). Nous en déduisons qu'ils ont certainement été générés par de la tectonique. Cette activité est supposée être principalement liée à la faiblesse mécanique résultant de la propagation des dikes volcaniques en profondeur. Deux événements plus au sud, au niveau de la dichotomie martienne, sont quant à eux, certainement dus à la fracturation compressive sous des rides de surface. Ils seraient donc indirectement déclenchés par la contraction thermique planétaire.

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The detection of organic matter is one of the main objectives of current and future space missions to Mars. Indeed, organic molecules were brought to the red planet by meteorite fluxes or could have been produced in situ. However, only meteorite sources are proven and still active ones. Despite the diversity of chemical families from these sources, to date, very few organic molecules have been detected on the surface of Mars. There are two main hypotheses to explain the observed differences between the molecules detected and the molecules supposedly present on the surface of Mars. The first hypothesis concerns the biases directly related to the instrumentation used in situ for the analysis of the samples collected. The second hypothesis is related to the impact of the Martian environment on the evolution of organic matter at the surface. The objective of this thesis is to provide some answers for these two hypotheses concerning the detection of organic matter on Mars, and in particular for the future Exomars space mission, which launched is planned for 2022. Part of this work was oriented towards the characterization of certain possible analytical biases for future analyses carried out by the MOMA (Mars Organic Molecules Analyzer) instrument of the Exomars mission. Specifically, one of MOMA's chemical extraction procedures, allowing the volatilization of potentially present molecules, was tested. The main result is that this procedure will be less efficient on Mars than a conventional laboratory reaction, however MOMA would be able to analyze organic molecules such as amino acids. The second part of this work concerns the study of the evolution of organic matter on the surface of Mars in order to guide the search for organic molecules on the surface. More specifically, the effect of UV radiation and the presence of perchlorate salts was studied using a Martian simulation chamber: MOMIE (Mars Organic Matter Irradiation and Evolution). T he family of molecules targeted for this study is the pyrimidine nucleobase family. The results obtained indicate that these molecules are likely to evolve when exposed to UV radiation and in the presence of perchlorates at the surface of Mars., La détection de matière organique est l’un des objectifs principaux des missions spatiales actuelles et futures vers la planète Mars. En effet, des molécules organiques ont été apportées sur la planète rouge par les flux météoritiques ou auraient pu être produites in situ. Cependant les sources météoritiques sont les seules dont on puisse être certains et qui sont toujours actives. Malgré la diversité des familles chimiques de ces sources, à ce jour, très peu de molécules organiques ont été détectées à la surface de Mars. Il existe deux hypothèses principales pour expliquer les différences observées entre les molécules détectées et les molécules supposées présentes à la surface de Mars. La première hypothèse concerne les biais directement liés à l’instrumentation utilisée in situ pour l’analyse des échantillons prélevés. La seconde hypothèse est liée à l’impact de l’environnement martien sur l’évolution de la matière organique en surface. L’objectif de cette thèse est d’apporter des éléments de réponses pour les deux hypothèses posées concernant la problématique de la détection de matière organiques sur Mars, et notamment dans le contexte de la future missions spatiale Exomars dont le lancement est prévu pour 2022. Une partie de mes travaux a été orientée vers la caractérisation de certains biais analytiques possibles pour les futures analyses réalisées par l’instrument MOMA (Mars Organic Molecules Analyzer) de la mission Exomars. Plus précisément, l’une des procédures d’extraction chimique de MOMA, permettant de volatiliser des molécules potentiellement présentes, a été testée. Le résultat principal est que cette procédure sera moins efficace sur Mars qu’une réaction classique de laboratoire. Néanmoins, MOMA serait capable d’analyser des molécules organiques tels que les acides aminés. Le deuxième volet de ces travaux concerne l’étude de l’évolution de la matière organique à la surface de Mars afin d’orienter les recherches de molécul es organiques en surface. Plus précisément, l’effet du rayonnement UV et de la présence de sels de perchlorates a été étudié à l’aide d’une chambre de simulation martienne : MOMIE (Mars Organic Matter Irradiation and Evolution). La famille de molécules ciblée pour cette étude est la famille des bases azotées pyrimidiques. Les résultats obtenus indiquent que ces molécules sont susceptibles d’évoluer lorsqu’elles sont exposées au rayonnement UV et en présence de perchlorates à la surface de Mars.

This text provides a brief description of the ecological situation. The apathy, if not various forms of denial, despite the scientific solidity of the underlying observation, is reminiscent of the blindness of the tragic hero. Some possible reasons for this situation are mentioned., Ce texte dresse un état des lieux succinct de la situation écologique qui nous échoit. L''apathie, si ce n'est diverses formes de déni, qu''elle suscite, en dépit de la solidité scientifique du constat sous-jacent, ne laisse pas d''étonner et n'est pas sans rappeler l''aveuglement du héros tragique. Quelques raisons possibles à cet état de choses sont évoquées., Bourg Dominique. Oedipe et le climat. In: Le Globe. Revue genevoise de géographie, tome 161, 2021. Écologie théorique et pratique. pp. 47-53.

International audience

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The exploration of Mars, which began in the 1960s, will soon be marked by a historic turning point, with the in situ investigation of two sites of Noachian age, the most primitive era of Mars. The selected landing sites, Jezero crater and Oxia Planum, exhibit from orbital data evidences for a hydrous past as well as good astrobiological potentials. The two rovers Perseverance and Rosalind Franklin (sent by the American and European-Russian agencies respectively) have a payload which includes the first visible and near-infrared (VNIR) reflectance spectrometers that will be used on the Martian surface, while this technique is the first to be used from orbit to assess and map the mineralogy of Mars. Our thesis is divided into two segments: first, an analysis of the two landing sites using remote sensing data was carried out, in order to characterize their geology and mineralogy. Second, terrestrial rocks similar to those on the landing sites were collected and analyzed using a reflectance spectrometer whose analysis beam is comparable in size to that of the VNIR channel of the SuperCam spectrometer onboard Perseverance. Our analysis on the Perseverance landing site allowed to examine the mineralogical variations of one of the most extensive geological units on the site, the olivine and carbonate unit. We suggest a pyroclastic origin for these deposits and date their emplacement at -3.82 +/- 0.07 Ga. This age will be useful to help calibrate the Martian chronology in the events of the Mars Sample Return mission. While Rosalind Franklin's landing site appears spectrally homogeneous from orbit, we show that there is textural, compositional, and mineralogical diversity at high resolution within the clays present at the site, which are the primary targets of the mission. During this thesis, we have produced a spectral database of samples analyzed in the laboratory. The reflectance spectra can be directly and automatically compared to those that will be measured in situ on rock outcrops. This database includes the first representative panel of Martian meteorites, natural magmatic rocks more or less altered and whose mineralogical compositions have been estimated, as well as synthetic mixtures of simplified composition and mineralogy that are directly comparable to those estimated on the landing sites. The reflectance spectra measured could be directly and automatically compared to future in situ measurements on Martian rock surfaces, L’exploration spatiale de la planète Mars sera marquée dans la prochaine décennie par une étape historique : l’exploration in situ de terrains d’âge noachien, soit faisant partie des plus anciens de la planète. Les sites d’atterrissage sélectionnés, le cratère Jezero et Oxia Planum, présentent depuis l’orbite les traces d’une activité hydrologique ancienne, ainsi qu’un potentiel exobiologique. Les deux rovers envoyés pour explorer ces sites (Perseverance par la NASA, et Rosalind Franklin par l’ESA et Roscosmos), sont équipés des premiers spectromètres de réflectance visible et proche-infrarouge (VNIR) à toucher le sol martien, alors que cette technique de détection est la première utilisée depuis l’orbite pour détecter et cartographier les minéraux en surface. Nos travaux de thèse sont découpés en deux axes : dans un premier temps, une analyse des deux sites d’atterrissage par télédétection a été effectuée, afin d’avancer sur leur caractérisation géologique et minéralogique. Dans un second temps, des roches terrestres analogues aux sites d’atterrissage ont été collectées et analysées à l’aide d’un spectromètre de réflectance dont le faisceau d’analyse est comparable en taille à celui de la voie VNIR du spectromètre SuperCam du rover Perseverance. Notre analyse sur le site d’atterrissage de Perseverance a permis de carter les variations minéralogiques d’une des unités géologiques les plus étendues sur le site, l’unité à olivine et carbonate, de proposer une origine pyroclastique, et d’en dater la mise en place il y a 3,82 +/- 0,07 Ga. Cet âge pourra être utilisé dans l’optique du retour des échantillons collectés par Perseverance, afin de calibrer la chronologie martienne. Là où le site d’atterrissage de Rosalind Franklin apparaît spectralement homogène depuis l’orbite, nous montrons qu’il existe à haute résolution une diversité morphologique, compositionnelle et minéralogique au sein des argiles présentes sur le site, cibles principales de la mission. Au cours de ces travaux de recherche, nous avons produit une base de données spectrale sur des échantillons analysés en laboratoire. Cette base de données inclut le premier panel représentatif de météorites martiennes, des roches terrestres naturelles dont la composition minéralogique a pu être estimée grâce à la diffraction de rayons X, ainsi que des mélanges synthétiques de composition simplifiée et de minéralogie directement transposable à celle estimée sur les sites d’atterrissage. Ces spectres de réflectance pourront être directement et automatiquement comparés à ceux mesurés sur des affleurements rocheux in situ

Paleo-environmental conditions at the surface of Mars are accessible through the geological records of the planet, and more particularly through the alteration minerals they contain. These secondary phases can constitute geochemical markers of the conditions during the aqueous alteration. The ChemCam instrument onboard the Mars Science Laboratory rover (Curiosity) is the first laser-induced breakdown spectroscopy instrument deployed on the surface of Mars. It provides a new way of characterizing the geochemistry of rocks and soils in the Gale Crater at a sub-millimeter scale. This thesis work focuses on the characterization of the alteration phases and the processes responsible for their formation. The approach used combines laboratory experiments with a ChemCam replica as well as the interpretation of the flight instrument data. These studies tested ChemCam's ability to identify clays in sedimentary rocks and to be a diagnostic tool for these phases. These studies also helped to better understand the parameters influencing the LIBS measurement in granular media and to show that amorphous magnesium sulfates could be major phases in martian soils and responsible for their hydration. Finally, we have also proposed a new quantification for iron that allowed us to study a particular geomorphological structure of Gale, associated with a strong spectral signature of hematite from orbit. The study of iron variability in this field enabled us to better understand its formation mechanism, by highlighting the mobility of this element during diagenesis, involving redox processes. These results indicate that the Gale sediments underwent a complex post-depositional geological history, involving multiple aqueous events with different fluids properties.; Les conditions paléo-environnementales de la surface de Mars sont accessibles à travers les enregistrements géologiques de la planète, et plus particulièrement via les minéraux d'altération qu'ils contiennent. Ces phases secondaires peuvent constituer de véritables marqueurs géochimiques des conditions durant l'altération aqueuse. L'instrument ChemCam, à bord du rover Mars Science Laboratory (Curiosity) est le premier instrument de spectroscopie sur plasma induit par laser déployé à la surface de Mars. Il offre un moyen inédit de caractériser la géochimie des roches du cratère Gale, à une échelle d'analyse submillimétrique. Ce travail de thèse s'intéresse à la caractérisation des phases d'altération ainsi qu'aux processus responsables de leur formation dans les sols et les roches sédimentaires de Gale. L'approche utilisée combine des expériences de laboratoire avec une réplique de ChemCam ainsi que l'interprétation des données de l'instrument de vol. Ces études ont permis de tester la capacité de ChemCam à identifier des argiles dans les roches sédimentaires et être ainsi un outil diagnostique de ces phases. Elles ont également aidé à mieux comprendre les paramètres influençant la mesure LIBS dans les milieux granulaires, ainsi qu'à montrer que les sulfates de magnésium amorphes pourraient être des phases majeures dans les sols martiens et responsables de leur hydratation. Par ailleurs, nous avons également proposé une nouvelle quantification du fer pour les données ChemCam, qui a permis d'étudier une structure géomorphologique particulière de Gale. Cette dernière est associée à une forte signature spectrale d'hématite depuis l'orbite. L'étude de la variabilité en fer sur ce terrain a permis de mieux appréhender son mécanisme de formation, en mettant en évidence une mobilité de cet élément durant la diagénèse, en lien avec des processus d'oxydo-réduction. Ces résultats indiquent que les sédiments de Gale ont subi une histoire géologique post-dépôt complexe, impliquant probablement de multiples épisodes aqueux aux propriétés différentes.

During the past 20 years, reflectance near-infrared spectroscopy applied to planetary exploration has brought a new sight on planetary surfaces, mainly thanks to the discovery of Martian phyllosilicates by OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) on-board the European probe Mars Express, and CRISM (Compact Reconnaissance Infrared Spectrometer for Mars) equipping the probe Mars Reconnaissance Orbiter, in 2005 and 2007. These two space missions have paved the way to the thorough study of the surface of planetary bodies in the near-infrared (between 1 and 5 µm), searching for their mineral composition and past/present alteration processes.In order to board a infrared spectrometer in every interplanetary, and even in-situ probes, it is necessary to design a new generation of instruments both compact and efficient. The AOTF-based (Acousto-Optic Tunable Filter) monochromator is a key technology to fulfill this objective. The two spectrometers studied in the frame of my PhD thesis, IRS (Infrared Spectrometer) on-board the SuperCam instrument on Perseverance rover, and ExoCam, in R&T at the IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale), benefit from this subsystem to produce high quality science data with a small volume occupation.My PhD thesis has been thus divided in two main parts: the preparation and performance of the radiometric calibration of the IRS/SuperCam qualification and flight models, and the design of an infrared observation simulator for the future Perseverance operations; the study of the performance of hyperspectral near-infrared imagery using an AOTF in transmission, throught the ExoCam R&T program, along with the development of a radiometric model of the R&T breadboard allowing to extrapolate lab results to future space operations.; Depuis une vingtaine d'années, la spectroscopie de réflectance proche-infrarouge appliquée à la planétologie a révolutionné notre vision des surfaces planétaires, grâce notamment à la découverte de phyllosilicates à la surface de Mars par les instruments OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) à bord de la sonde européenne Mars Express, et CRISM (Compact Reconnaissance Infrared Spectrometer for Mars) embarqué sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, en 2005 et 2007. Ces deux missions spatiales ont ouvert la voie à l'étude approfondie de toutes les surfaces planétaires dans le proche-infrarouge (entre 1 et 5 µm), à la recherche de leur composition minéralogique et des processus d'altération passés et présents.Dans l'optique d'équiper toute sonde interplanétaire, voire même in-situ, avec des spectromètres proche-infrarouge, il est nécessaire de développer une nouvelle génération d'instruments à la fois compacts et performants. L'AOTF (Acousto-Optic Tunable Filter) utilisé en tant que monochromateur est une technologie-clé sur laquelle pourront s'appuyer ces instruments. Les deux spectromètres au coeur de ma thèse, IRS (Infrared Spectrometer) équipant l'instrument combiné SuperCam à bord du rover Perseverance, et ExoCam, au stade de R&T à l'Institut d'Astrophysique Spatiale, exploitent le potentiel de ce composant pour produire des données scientifiques de haute qualité avec un volume réduit.Ma thèse a ainsi contenu deux volets principaux : la préparation et la réalisation de l'étalonnage radiométrique des modèles de vol et de qualification de IRS/SuperCam, et le développement d'un simulateur d'observations infrarouge pour les futures opérations du rover Perseverance d'une part ; et l'étude des performances de l'imagerie hyperspectrale proche-infrarouge utilisant l'AOTF en transmission avec le programme de R&T ExoCam, accompagnée du développement d'un modèle radiométrique du banc de R&T permettant de projeter les résultats obtenus sur table à de futures opérations dans l'espace.

During the past 20 years, reflectance near-infrared spectroscopy applied to planetary exploration has brought a new sight on planetary surfaces, mainly thanks to the discovery of Martian phyllosilicates by OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) on-board the European probe Mars Express, and CRISM (Compact Reconnaissance Infrared Spectrometer for Mars) equipping the probe Mars Reconnaissance Orbiter, in 2005 and 2007. These two space missions have paved the way to the thorough study of the surface of planetary bodies in the near-infrared (between 1 and 5 µm), searching for their mineral composition and past/present alteration processes.In order to board a infrared spectrometer in every interplanetary, and even in-situ probes, it is necessary to design a new generation of instruments both compact and efficient. The AOTF-based (Acousto-Optic Tunable Filter) monochromator is a key technology to fulfill this objective. The two spectrometers studied in the frame of my PhD thesis, IRS (Infrared Spectrometer) on-board the SuperCam instrument on Perseverance rover, and ExoCam, in R&T at the IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale), benefit from this subsystem to produce high quality science data with a small volume occupation.My PhD thesis has been thus divided in two main parts: the preparation and performance of the radiometric calibration of the IRS/SuperCam qualification and flight models, and the design of an infrared observation simulator for the future Perseverance operations; the study of the performance of hyperspectral near-infrared imagery using an AOTF in transmission, throught the ExoCam R&T program, along with the development of a radiometric model of the R&T breadboard allowing to extrapolate lab results to future space operations., Depuis une vingtaine d'années, la spectroscopie de réflectance proche-infrarouge appliquée à la planétologie a révolutionné notre vision des surfaces planétaires, grâce notamment à la découverte de phyllosilicates à la surface de Mars par les instruments OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) à bord de la sonde européenne Mars Express, et CRISM (Compact Reconnaissance Infrared Spectrometer for Mars) embarqué sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, en 2005 et 2007. Ces deux missions spatiales ont ouvert la voie à l'étude approfondie de toutes les surfaces planétaires dans le proche-infrarouge (entre 1 et 5 µm), à la recherche de leur composition minéralogique et des processus d'altération passés et présents.Dans l'optique d'équiper toute sonde interplanétaire, voire même in-situ, avec des spectromètres proche-infrarouge, il est nécessaire de développer une nouvelle génération d'instruments à la fois compacts et performants. L'AOTF (Acousto-Optic Tunable Filter) utilisé en tant que monochromateur est une technologie-clé sur laquelle pourront s'appuyer ces instruments. Les deux spectromètres au coeur de ma thèse, IRS (Infrared Spectrometer) équipant l'instrument combiné SuperCam à bord du rover Perseverance, et ExoCam, au stade de R&T à l'Institut d'Astrophysique Spatiale, exploitent le potentiel de ce composant pour produire des données scientifiques de haute qualité avec un volume réduit.Ma thèse a ainsi contenu deux volets principaux : la préparation et la réalisation de l'étalonnage radiométrique des modèles de vol et de qualification de IRS/SuperCam, et le développement d'un simulateur d'observations infrarouge pour les futures opérations du rover Perseverance d'une part ; et l'étude des performances de l'imagerie hyperspectrale proche-infrarouge utilisant l'AOTF en transmission avec le programme de R&T ExoCam, accompagnée du développement d'un modèle radiométrique du banc de R&T permettant de projeter les résultats obtenus sur table à de futures opérations dans l'espace.

Various observations suggest that Mars permanently loses its atmosphere into space. Several mechanisms have been identified among which atmospheric sputtering is considered a minor process nowadays. A direct measurement of sputtering signature being not accessible with the actual instruments, most of the estimates of its present efficiency are based on analytical or numerical models. They all depend on an accurate knowledge of the ion flux and energy distribution precipitating into Mars’ atmosphere and at the origin of Mars’ atmospheric sputtering. flux. Constraining this precipitating ion flux is therefore a key information to better understand if Mars’ atmospheric sputtering could have been a significant mechanism of atmospheric escape into space. The main goal of my PhD has been to study the measurements obtained by the instruments of the Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) spacecraft to better understand the mechanisms at the origin of the ion precipitation into the Martian atmosphere as well as their dependence on the solar wind and radiation conditions. Thus, I was able to study the influence of solar events on ion precipitation and to isolate its key parameters: the dynamic pressure and the electric field. I then carried out the first study establishing an anti-correlated dependency between ion precipitation and EUV flux. I then studied the influence of dynamic pressure on ion precipitation by comparing the results of MAVEN observations with the results of LatHyS simulations., Différentes observations de l’atmosphère martienne font état de son échappement vers l’espace. Parmi les mécanismes d’échappement identifiés comme potentiellement à l’origine de cet échappement, le criblage atmosphérique est considéré comme un processus minoritaire de nos jours. Le taux d’échappement par criblage étant difficilement directement mesurable, les estimations actuelles reposent essentiellement sur l’utilisation de modèles analytiques ou numériques mais varient fortement d’un modèle à l’autre en raison de l’absence d’une mesure précise du flux de particules impactant l’atmosphère et à l’origine du criblage atmosphérique. Le but principal de ma thèse a été d’étudier les données obtenues par les instruments du satellite « Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN » (MAVEN) pour mieux comprendre les mécanismes à l’origine des précipitations ioniques dans l’atmosphère martienne ainsi que leur dépendance en fonction des paramètres solaires (vent solaire et flux radiatif). Ainsi, j'ai pu étudier l'influence des évènements solaires sur les précipitations ioniques et en isoler les paramètres clefs : la pression dynamique et le champ électrique. J'ai ensuite réalisé la première étude établissant une dépendance anti-corrélée entre les précipitations d'ions et le flux EUV. J'ai ensuite étudié l'influence de la pression dynamique sur les précipitations d'ions en comparant les résultats d'observations de MAVEN aux résultats de simulations LatHyS.

Impact crater are often used in the study of planetary surfaces. On the one hand, statistics on crater number provide the age of the surface, on the other hand, their shapes reflect the surface processes they witnessed. This study combines the statistic and morphology approaches in order to investigate the timing and intensity of sedimentary and volcanic processes of planetary surfaces. The use of crater depth measurements add a dimension to frequency distributions with the introduction of size and depth frequency distribution (SDFD). SDFSs can be interpreted in term of crater obliteration rates thanks to crater chronology models. We also developed models of crater population taking into account obliteration. Mars surface is highly cratered with many craters displaying signs of modifications by volcanic process, sedimentation and erosion. We interpreted SDFDs using a classic crater chronology system, to produce global maps of obliteration at different epochs of Mars. During Noachian, obliteration rates reach several thousands m/Gy, but rapidly decrease during early Hesperian and are close to 0 during Amazonian. Obliteration on the province of Tharsis decreased slower, suggesting a persistence of volcanic activity until early Amazonian. Northern lowlands witness Amazonian obliteration rates one order of magnitude higher than the rest of the planet, which may indicate the continuous formation of Vastitas Borealis during middle Amazonian. In addition to our global approach, we computed recent obliteration rates from mapping of high resolution images on landing sites of rover missions. Mawrth Vallis and Oxia Planum present significant obliteration rates, especially on units containing hydrated minerals, Les cratères d'impact sont indispensables dans l'étude des surfaces planétaires. D'une part, les statistiques de leur nombre permet de dater les surfaces planétaires, d'autre part, leur forme révèle les processus de surface qu'ils ont connu. Cette thèse propose de coupler les études statistiques et morphologiques afin d'étudier la temporalité et l'importance des processus sédimentaires et/ou volcaniques des surfaces planétaires. L'utilisation de la profondeur des cratères permet de rajouter une dimension aux distributions avec l'introduction des distributions en fréquence de taille et de profondeur (SDFD), offrant ainsi un aperçu des modifications morphologiques des cratères. Nous avons développé en conséquence des modèles permettant de modéliser l'évolution d'une population de cratères en prenant en compte les phénomènes d'oblitération. La surface Mars est largement cratérisée, mais ils ont pour la plupart été fortement modifiés par des processus volcaniques et/ou sédimentaires. A partir des SDFDs, nous avons estimé les taux d'oblitération martiens à une échelle globale. Ces taux sont, au Noachien, de plusieurs milliers de m/Ga, mais décroissent rapidement dès l'Hespérien inférieur et sont proches de 0 à l'Amazonien. L'oblitération sur la province de Tharsis a décru beaucoup moins rapidement suggérant une persistance du volcanisme à l'Amazonien inférieur. Les plaines du nord à l'Amazonien sont marqué par des taux d'oblitération un ordre de grandeur au-dessus du reste de la planète, qui pourraient indiquer la mise en place continue de la Vastitas Borealis Formation au cours de l'Amazonien moyen. En complément de notre approche à l'échelle globale, nous avons déterminé des taux d'oblitération actuels à partir de cartographies de cratères réalisées à haute résolution spatiale sur des sites d'atterrissage de rovers actuels et futurs. Les sites de Mawrth Vallis et d'Oxia Planum présentent les taux d'oblitération actuels les plus importants en particulier au niveau de leurs unités geologiques riches en minéraux hydratés

This thesis focuses on the improvement of the representation of the atmosphere of the planet Mars by the martian Global Climate Model (GCM) of the Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD). The martian GCM developped at LMD in collaboration with several european teams (LATMOS, IAA Grenade, University of Oxford, The Open University) and with the support of ESA and CNES is used for many applications. This model aims at forecasting the detailed behaviour of the martian climate described by the cycles of carbon dioxyde, of water, of dust so as photochemistry, essentially based on universal equations. The comparison of GCM simulations with the available observations allows their interpretation, and sometimes reveals that some climatic processes are poorly modeled. These problematic processes notably result from the action of sub-grid scale mechanisms, meaning they are not directly resolved by the model. The work of this thesis consists in studying and parametrizing the effect of some of these mechanisms. With the help of the analysis and modeling of these processes, we try to correct the model's defects regarding the vertical distribution of water vapour and water ice, so as the exchanges with the surface, the vertical distribution of dust, with notably the modeling of the detached dust layers, and of course the effect of their couplings. Furthermore, we focus on the sub-grid scale processes of the atmosphere, which can significantly impact the global circulation, in particular the non-orographic gravity waves, which I have studied by analysing MAVEN mission observations.; Cette thèse porte sur l'amélioration de la représentation de l'atmosphère de la planète Mars par le Modèle de Climat Global (« GCM ») martien du Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD). Le GCM martien développé au LMD en collaboration avec plusieurs équipes européennes (LATMOS, IAA Grenade, University of Oxford, The Open University), et avec le soutien de l'ESA et du CNES, est utilisé pour de nombreuses applications. Ce modèle s'efforce de prédire le comportement détaillé du climat martien décrit par les cycles du dioxyde de carbone, de l'eau, des poussières et de la photochimie, uniquement à partir d'équations universelles. La comparaison des simulations du GCM avec les observations disponibles permet de les interpréter, et révèle parfois que certains processus climatiques martiens restent mal modélisés. Le travail de cette thèse consiste à étudier et paramétriser l'effet de certains de ces mécanismes sous-maille, c'est-à-dire non résolus directement par le modèle. À l'aide de l'analyse et de la modélisation de ces processus on tente de corriger les défauts du modèle concernant la distribution verticale de la vapeur et de la glace d'eau, ainsi que les échanges avec la surface, la distribution verticale des poussières, avec notamment la modélisation des couches détachées de poussière, et bien sûr les effets de leurs couplages. Mais aussi, on s'intéresse aux phénomènes sous-maille de l'atmosphère qui peuvent avoir un impact extrêmement important sur la circulation globale, en particulier les ondes de gravité non-orographiques que j'ai étudiées en analysant les observations de la mission MAVEN.

The primitive Martian climate fascinates Martian research. Identifying Martian primitive conditions as accurately as possible would make it possible to constrain the different states of water during Martian history. Today two hypotheses are debated, the first is that of a hot and humid climate prevailing on the surface of Mars at the end of the Noachian / early Hesperian. The second, on the contrary, seems to indicate that the climate was cold and glacial on the highest Martian altitudes. Nevertheless, this second hypothesis is often disputed, because unlike the presence of liquid water marker on the surface of Mars, no surface morphology attesting to a cold climate had been identified. In this thesis, we studied morphometrically structures and morphologies on the surface of Terra Sabaea, which constitutes 1% of the total surface of the planet. These structures constitute morphological legacies of past climatic activities. In order to better characterize the erosive origin of these structures, we have created a new method of morphometric analysis from different terrestrial and Martian methods. This new method makes it possible to extract more than 20 exploitable data per valley. It was therefore a question of measuring a valley maximum in order to establish a database that we compared with databases of terrestrial and Martian morphologies. Thanks to this analysis, it has been possible to highlight the presence of an ice landscape in the Terra Sabaea region. This landscape is composed of (1) glacial valleys linked or not with (2) glacial cirques. The source of this ice appears to be (3) local plateau caps at altitudes> 3500 m. We thus demonstrated for the first time the presence of glacial morphologies attesting to a cold climate there are 3.6 Ga. Nevertheless, the presence of such morphologies does not indicate that the whole of Terra Sabaea was glaciated. Morphometric analysis has demonstrated the presence of fluvial morphology geographically close to glacial morphologies and often at the same altitude, between 1500 and 3500 m. This observation allowed us to highlight (4) that the slope was a factor influencing the state of the water. Indeed, for the same altitude, fluvial morphologies are located on gentle slopes ( 10 °). However (5) altitude also seems to be a determining factor since we do not find glacial morphology at altitudes 3500 m. Nous avons donc démontré pour la première fois la présence de morphologies glaciaires attestant d’un climat froid il y a 3.6 Ga. Néanmoins, la présence de telles morphologies n’indique pas que l’ensemble de Terra Sabaea était englacé. L’analyse morphométrique a démontré la présence de morphologie fluviatile géographiquement proche des morphologies glaciaires et souvent à la même altitude, entre 1500 et 3500 m. Cette observation nous a permis de mettre en évidence (4) que la pente était un facteur qui influençait sur l’état de l’eau. En effet, pour une même altitude, les morphologies fluviatiles sont situées sur les pentes douces (< 3°) alors que les morphologies glaciaires sont situées sur les remparts internes des cratères d’impacts présentant une forte pente (> 10°). Cependant (5) l’altitude semble également être un facteur déterminant puisque l’on ne retrouve pas de morphologie glaciaire à des altitudes < 1500 m. L’analyse des terrains de Terra Sabaea a également mis en évidence (6) qu’il existait un lien génétique entre les morphologies glaciaires de hautes altitudes et les vallées fluviatiles plus bas. En effet, il est possible de suivre une vallée qui prend sa source sur les hauts plateaux englacés en amont, jusqu’en aval où elle rejoint des morphologies témoignant d’une activité fluviatile. Cette continuité dans les morphologies glaciaires et fluviatiles permet (7) de mieux définir l’origine des vallées ramifiées, et notamment l’origine de Naktong vallis, et il semblerait que la fonte des glaces a joué un rôle dans leurs formations. De plus, cette continuité morphologique permet de supposer qu’il existait (8) un cycle de l’eau similaire à la Terre dans la région de Terra Sabaea il y a 3.6 Ga.

La thèse concerne la mission INSIGHT qui doit partir vers Mars en 2018. L'un des objectifs principaux est de déterminer l'état du noyau de la planète (liquide ou solide), notamment avec les mesures du sismomètre SEIS qui doit mesurer l'amplitude d'une des harmonique principales de la marée de Phobos. L'objectif de la thèse sera de modéliser les différents signaux d'intérêt (marée de Phobos et bruit de l'instrument) afin de retrouver le signal utile de la meilleure qualité possible. D'autres perturbations seront également étudiées comme le vent sur Mars ou d'autres sources de bruit environnemental. Un second objectif est de développer un code permettant de calculer les forces de marées sur des systèmes binaires, notamment d'astéroïdes de forme quelconques et en déduire les déplacements et contraintes en son sein. This PHD is part of the work for the NASA InSight mission, which will see a seismometer launched for Mars in 2018. One of the main objectives of the mission is to determine the state of the planet (whether it is liquid or solid) by measuring the amplitude of the main amplitude of the Phobos tide with the SEIS seismometer. As such, this PHD aims at modelising all sources of signal, like the Phobos tide itself but also intrumental noises, in order to estimate the true signal that would be seen on site. Other sources of noises will be studied, such as wind noise and others. A second goal of ours is to develop a code to calculate the tidal forces seen by binary systems, notably asteroids without particular shapes, in order to deduce the tidal displacements and stresses inside them.

A micro-rotorcraft is the most suited aerial vehicle for rover navigation assistance on Mars. The martian atmosphere’s density, being hundred times lower than on Earth, requires the microdrone to hover at high rotational speed. Hence, flows on the blade are both compressible and at very low Reynolds number (few thousands). It constitutes a new aerodynamic domain to be explored. The purpose of the dissertation is to understand, simulate and experimentally duplicate the aerodynamic phenomena in a view to design an efficient propulsion system. After a phase of validation of the simulation tools, the flows’ unsteady behavior is studied on 2D and 3D geometries. Wall flow is highly viscous : laminar boundary layers are thick and their separation has a huge influence on its unsteadiness. Then, several millions of airfoil geometries are evaluated by an optimization process based on a steady 2D solver. As final result, the optimized airfoil displays a highly cambered shape (between 5.5% and 7%) with low relative thickness (t/c about 2%). Leading and trailing edges are strongly cambered, allowing proper incoming flow adaptation and late boundary layer separation. Based on this airfoil geometry, rotor shapes are optimized by two methods. Blade element theory provides a quick investigation of the most aerodynamically efficient configurations. And a free wake solver is applied for the final design of isolated rotors and coaxial dual-rotors. Optimized shapes exhibit important twist and solidity, evoking marine propellers. 3D Navier-Stokes simulations highlight the flow’s three-dimensional mechanisms on the blade, which are highly correlated to the rotor’s solidity and twist. Rotation stabilizes the blade’s boundary layer and a stable leading edge separation is observed in some cases. Blade tip twist reduction diminishes the tip vortex and the induced loss. A thrust and torque measurement setup is placed in a depressurized tank for the evaluation of optimized rotors in martian atmospheric conditions. Performed experiments confirm the solvers’ trend and validate the design process. Therefore, chosen coaxial dual-rotors configuration provides an important size gain for a low corresponding power loss (about 15%) compared to adjacent dualrotors. Coaxial dual-rotors are the optimal configuration for a micro-rotorcraft in low-pressure atmosphere flight conditions. Such propulsion system (with a diameter of 30 cm) could lift a 400 grams micro-rotorcraft in hover on the planet Mars., Un micro-drone à voilure tournante est l’appareil aérien optimal pour assister un rover d’exploration à la navigation sur la planète Mars. Toutefois, les écoulements qu’il rencontre sont compressibles à très faible nombre de Reynolds, ce qui constitue un domaine de l’aérodynamique inédit et quasiment inexploré à ce jour.L’objectif de la thèse est de comprendre, simuler et recréer expérimentalement les phénomènes aérodynamiques liés au régime inédit des écoulements martiens pour concevoir un système propulsif performant. Après avoir validé les outils de simulation numérique, le comportement instationnaire des écoulements est étudié sur des géométries 2D et 3D. L’écoulement est dominé par la viscosité : les couches limites laminaires sont épaisses et le décollement a beaucoup d’influence sur son comportement très instationnaire. Par la suite, plusieurs millions de géométries de profil sont évaluées par un processus d’optimisation basé sur un code 2D stationnaire. Les profils optimisés sont fortement cambrés (entre 5.5% et 7%) et de faible épaisseur relative (e/c environ 2%). Le bord d’attaque et le bord de fuite sont très cambrés pour permettre respectivement l’adaptation à l’écoulement incident et la fixation du point de décollement de la couche limite.À partir des géométries de profils, l’ensemble du système propulsif est optimisé par intégration des polaires 2D. La théorie des éléments de pale permet de déterminer rapidement les configurations les plus performantes aérodynamiquement. Et une méthode de sillage libre permet l’optimisation de rotors isolés et de systèmes propulsifs coaxiaux. Les rotors ont des solidités et des vrillages importants, ce qui rappelle les formes d’hélices marines.Les simulations Navier-Stokes 3D mettent en évidence la tridimensionnalité des écoulements sur la pale, elle est fortement corrélée avec la solidité du rotor et le vrillage de bout de pale. La rotation stabilise la couche limite et donne lieu à un décollement stable au bord d’attaque pour certaines géométries. Le dévrillage en bout de pale permet de stabiliser le tourbillon et de diminuer la perte induite. Un banc de mesure est placé dans un caisson dépressurisé pour estimer les efforts de poussée et de couple générés par les rotors optimisés en conditions aérodynamiques martiennes.Les essais permettent de valider les tendances d’estimation des codes de simulation ainsi que les processus d’optimisation. La configuration bi-rotors coaxiaux, en comparaison avec une configuration à deux rotors adjacents, permet un gain d’encombrement de moitié pour une perte sur la puissance de seulement 15%. C’est la configuration la plus adaptée pour un micro-drone en atmosphère ténue. Un système propulsif coaxial optimisé (de diamètre 30 cm) permettrait de sustenter un micro-drone d’environ 400 grammes en conditions nominales sur la planète Mars.

A micro-rotorcraft is the most suited aerial vehicle for rover navigation assistance on Mars. The martian atmosphere’s density, being hundred times lower than on Earth, requires the microdrone to hover at high rotational speed. Hence, flows on the blade are both compressible and at very low Reynolds number (few thousands). It constitutes a new aerodynamic domain to be explored. The purpose of the dissertation is to understand, simulate and experimentally duplicate the aerodynamic phenomena in a view to design an efficient propulsion system. After a phase of validation of the simulation tools, the flows’ unsteady behavior is studied on 2D and 3D geometries. Wall flow is highly viscous : laminar boundary layers are thick and their separation has a huge influence on its unsteadiness. Then, several millions of airfoil geometries are evaluated by an optimization process based on a steady 2D solver. As final result, the optimized airfoil displays a highly cambered shape (between 5.5% and 7%) with low relative thickness (t/c about 2%). Leading and trailing edges are strongly cambered, allowing proper incoming flow adaptation and late boundary layer separation. Based on this airfoil geometry, rotor shapes are optimized by two methods. Blade element theory provides a quick investigation of the most aerodynamically efficient configurations. And a free wake solver is applied for the final design of isolated rotors and coaxial dual-rotors. Optimized shapes exhibit important twist and solidity, evoking marine propellers. 3D Navier-Stokes simulations highlight the flow’s three-dimensional mechanisms on the blade, which are highly correlated to the rotor’s solidity and twist. Rotation stabilizes the blade’s boundary layer and a stable leading edge separation is observed in some cases. Blade tip twist reduction diminishes the tip vortex and the induced loss. A thrust and torque measurement setup is placed in a depressurized tank for the evaluation of optimized rotors in martian atmospheric conditions. Performed experiments confirm the solvers’ trend and validate the design process. Therefore, chosen coaxial dual-rotors configuration provides an important size gain for a low corresponding power loss (about 15%) compared to adjacent dualrotors. Coaxial dual-rotors are the optimal configuration for a micro-rotorcraft in low-pressure atmosphere flight conditions. Such propulsion system (with a diameter of 30 cm) could lift a 400 grams micro-rotorcraft in hover on the planet Mars.; Un micro-drone à voilure tournante est l’appareil aérien optimal pour assister un rover d’exploration à la navigation sur la planète Mars. Toutefois, les écoulements qu’il rencontre sont compressibles à très faible nombre de Reynolds, ce qui constitue un domaine de l’aérodynamique inédit et quasiment inexploré à ce jour.L’objectif de la thèse est de comprendre, simuler et recréer expérimentalement les phénomènes aérodynamiques liés au régime inédit des écoulements martiens pour concevoir un système propulsif performant. Après avoir validé les outils de simulation numérique, le comportement instationnaire des écoulements est étudié sur des géométries 2D et 3D. L’écoulement est dominé par la viscosité : les couches limites laminaires sont épaisses et le décollement a beaucoup d’influence sur son comportement très instationnaire. Par la suite, plusieurs millions de géométries de profil sont évaluées par un processus d’optimisation basé sur un code 2D stationnaire. Les profils optimisés sont fortement cambrés (entre 5.5% et 7%) et de faible épaisseur relative (e/c environ 2%). Le bord d’attaque et le bord de fuite sont très cambrés pour permettre respectivement l’adaptation à l’écoulement incident et la fixation du point de décollement de la couche limite.À partir des géométries de profils, l’ensemble du système propulsif est optimisé par intégration des polaires 2D. La théorie des éléments de pale permet de déterminer rapidement les configurations les plus performantes aérodynamiquement. Et une méthode de sillage libre permet l’optimisation de rotors isolés et de systèmes propulsifs coaxiaux. Les rotors ont des solidités et des vrillages importants, ce qui rappelle les formes d’hélices marines.Les simulations Navier-Stokes 3D mettent en évidence la tridimensionnalité des écoulements sur la pale, elle est fortement corrélée avec la solidité du rotor et le vrillage de bout de pale. La rotation stabilise la couche limite et donne lieu à un décollement stable au bord d’attaque pour certaines géométries. Le dévrillage en bout de pale permet de stabiliser le tourbillon et de diminuer la perte induite. Un banc de mesure est placé dans un caisson dépressurisé pour estimer les efforts de poussée et de couple générés par les rotors optimisés en conditions aérodynamiques martiennes.Les essais permettent de valider les tendances d’estimation des codes de simulation ainsi que les processus d’optimisation. La configuration bi-rotors coaxiaux, en comparaison avec une configuration à deux rotors adjacents, permet un gain d’encombrement de moitié pour une perte sur la puissance de seulement 15%. C’est la configuration la plus adaptée pour un micro-drone en atmosphère ténue. Un système propulsif coaxial optimisé (de diamètre 30 cm) permettrait de sustenter un micro-drone d’environ 400 grammes en conditions nominales sur la planète Mars.

Les performances du modèle communautaire CROCO sont évaluées grâce à un jeu de données in-situ complet (courant, hauteur d’eau, température, salinité) et comparées à celles du modèle MARS-3D. Il apparaît que les modèles ont un comportement hydro-dynamique proche avec des divergences liées au coeur numérique de CROCO (schéma temporel, schéma d’advection). A ce stade, ces divergences n’apparaissent pas discriminantes pour CROCO.

Organic molecule detection at Mars is one of the main goals of the current and future Mars exploration space missions, Mars Science Laboratory (MSL, NASA) and ExoMars 2020 (ESA). Several organic sources exist : abiotic sources (interplantary medium, hydrothermalism and atmospheric synthesis) but also biotic sources such as potential past biological activity. Curiosity from the MSL mission detected chlorinated and sulfur organic compounds. However these compounds can not be linked to any biological activity and do not represent the meteoritical organic diversity.The main hypothesis to explain the low diversity of detected organic compounds at Mars is that the martian environment degrade organic matter. In order to understand organic molecule evolution at the Martian surface and be able to guide and help interpret in situ analysis, I worked on two experimental simulations mimicking some of the martian environmental conditions (UV radiation, pressure, temperature and mineral composition). MOMIE, for Mars Organic Matter Irradiation at Mars, is a laboratory experiment set up at the LISA laboratory (Créteil, France). PSS, for Photochemistry on the Space Station, has been set up on the International Space Station (ISS) in low Earth orbit, using directly filtered UV photons from the Sun.I studied the evolution of four organic molecules likely to be present at Mars with ou without a mineral phase : glycine (an amino acid), adenine and uracil (two nucleobases), and chrysene (a polycyclic aromatic hydrocarbon). Glycine, adenine and chrysene are degraded at Mars surface with quantum efficiencies of photodecomposition from 6,4 ± 1,4 x 10-6 to 2,3 ± 1,0 x 10-3 molecule.photon-1. Uracil evolve into more stable photoproducts with a production efficiency of 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Four uracil dimers have been identified as uracil photoproducts. Finally, the studied mineral phases, an amorphous iron-rich phase and perchlorates, accelerate organics evolution or degradation, La recherche et la détection de molécules organique à la surface de Mars est l’un des objectifs des missions martiennes actuelles (MSL, Mars Science Laboratory) et futures (ExoMars 2020). Plusieurs sources de matière organique peuvent être considérées telles que les sources abiotiques (milieu interplanétaire, hydrothermalisme, synthèses atmosphériques…) mais également les sources biotiques telles qu’une potentielle activité biologique martienne passée. A ce titre, le rover Curiosity de la mission MSL a permis la détection de composés organiques d’origine martienne chlorés et soufrés, bien que ces molécules ne soient pas liées à une quelconque activité biologique ou bien ne reflètent pas la diversité moléculaire de sources abiotiques avérées telles que le milieu interplanétaire. L’une des hypothèses pour expliquer cette faible diversité consiste à considérer que l’environnement martien n’est pas favorable à la préservation de la matière organique. Afin de comprendre l’évolution des molécules organiques à la surface de Mars et donc de guider et aider les interprétations des analyses menées in situ, j’ai travaillé sur deux expériences de simulation simulant certains paramètres de la surface de Mars (rayonnement UV, pression, température, composition minérale). La première, MOMIE (Mars Organic Matter Irradiation and Evolution), est une simulation de laboratoire mise en place au LISA (Créteil, France). La seconde est l’expérience PSS (Photochemistry on the Space Station), mise en place sur la plateforme EXPOSE R2 sur la Station Spatiale Internationale (ISS) en orbite basse terrestre, utilisant directement le flux de photons UV du Soleil filtré.J’ai étudié l’évolution de quatre molécules organiques susceptibles d’être présentes sur Mars, pures ou en présence de phases minérales analogues martiennes : la glycine (un acide aminé), l’adénine et l’uracile (deux bases azotées), et le chrysène (un hydrocarbure aromatique polycyclique). La glycine, l’adénine et le chrysène se dégradent en surface directe de Mars avec des rendements quantiques de photodissociation ϕ200-280 compris entre 6,4 ± 1,4 x 10-6 et 2,3 ± 1,0 x 10-3 molécule.photon-1. L’uracile forme des photoproduits plus stables, selon un rendement de production élevé de 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Quatre dimères d’uracile ont pu être identifiés comme des photoproduits. Pour finir, l’ajout de phases minérales amorphe et riche en fer ou bien de perchlorates accélère la dégradation ou l’évolution des molécules organiques

Organic molecule detection at Mars is one of the main goals of the current and future Mars exploration space missions, Mars Science Laboratory (MSL, NASA) and ExoMars 2020 (ESA). Several organic sources exist : abiotic sources (interplantary medium, hydrothermalism and atmospheric synthesis) but also biotic sources such as potential past biological activity. Curiosity from the MSL mission detected chlorinated and sulfur organic compounds. However these compounds can not be linked to any biological activity and do not represent the meteoritical organic diversity.The main hypothesis to explain the low diversity of detected organic compounds at Mars is that the martian environment degrade organic matter. In order to understand organic molecule evolution at the Martian surface and be able to guide and help interpret in situ analysis, I worked on two experimental simulations mimicking some of the martian environmental conditions (UV radiation, pressure, temperature and mineral composition). MOMIE, for Mars Organic Matter Irradiation at Mars, is a laboratory experiment set up at the LISA laboratory (Créteil, France). PSS, for Photochemistry on the Space Station, has been set up on the International Space Station (ISS) in low Earth orbit, using directly filtered UV photons from the Sun.I studied the evolution of four organic molecules likely to be present at Mars with ou without a mineral phase : glycine (an amino acid), adenine and uracil (two nucleobases), and chrysene (a polycyclic aromatic hydrocarbon). Glycine, adenine and chrysene are degraded at Mars surface with quantum efficiencies of photodecomposition from 6,4 ± 1,4 x 10-6 to 2,3 ± 1,0 x 10-3 molecule.photon-1. Uracil evolve into more stable photoproducts with a production efficiency of 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Four uracil dimers have been identified as uracil photoproducts. Finally, the studied mineral phases, an amorphous iron-rich phase and perchlorates, accelerate organics evolution or degradation; La recherche et la détection de molécules organique à la surface de Mars est l’un des objectifs des missions martiennes actuelles (MSL, Mars Science Laboratory) et futures (ExoMars 2020). Plusieurs sources de matière organique peuvent être considérées telles que les sources abiotiques (milieu interplanétaire, hydrothermalisme, synthèses atmosphériques…) mais également les sources biotiques telles qu’une potentielle activité biologique martienne passée. A ce titre, le rover Curiosity de la mission MSL a permis la détection de composés organiques d’origine martienne chlorés et soufrés, bien que ces molécules ne soient pas liées à une quelconque activité biologique ou bien ne reflètent pas la diversité moléculaire de sources abiotiques avérées telles que le milieu interplanétaire. L’une des hypothèses pour expliquer cette faible diversité consiste à considérer que l’environnement martien n’est pas favorable à la préservation de la matière organique. Afin de comprendre l’évolution des molécules organiques à la surface de Mars et donc de guider et aider les interprétations des analyses menées in situ, j’ai travaillé sur deux expériences de simulation simulant certains paramètres de la surface de Mars (rayonnement UV, pression, température, composition minérale). La première, MOMIE (Mars Organic Matter Irradiation and Evolution), est une simulation de laboratoire mise en place au LISA (Créteil, France). La seconde est l’expérience PSS (Photochemistry on the Space Station), mise en place sur la plateforme EXPOSE R2 sur la Station Spatiale Internationale (ISS) en orbite basse terrestre, utilisant directement le flux de photons UV du Soleil filtré.J’ai étudié l’évolution de quatre molécules organiques susceptibles d’être présentes sur Mars, pures ou en présence de phases minérales analogues martiennes : la glycine (un acide aminé), l’adénine et l’uracile (deux bases azotées), et le chrysène (un hydrocarbure aromatique polycyclique). La glycine, l’adénine et le chrysène se dégradent en surface directe de Mars avec des rendements quantiques de photodissociation ϕ200-280 compris entre 6,4 ± 1,4 x 10-6 et 2,3 ± 1,0 x 10-3 molécule.photon-1. L’uracile forme des photoproduits plus stables, selon un rendement de production élevé de 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Quatre dimères d’uracile ont pu être identifiés comme des photoproduits. Pour finir, l’ajout de phases minérales amorphe et riche en fer ou bien de perchlorates accélère la dégradation ou l’évolution des molécules organiques

À la charnière du xixe et du xxe siècle, des médiums spirites, en Europe et aux États-Unis, affirmèrent être en mesure de communiquer avec des Martiens. Les dialogues avaient lieu en langue martienne et les médiums enregistraient leur contenu au moyen d’écritures elles aussi martiennes. L’analyse de ces langues et écritures employées par Catherine Élise Müller (plus connue sous le nom d’Hélène Smith) et Ida Cleaveland (un peu plus connue sous le nom de Mrs Smead), considérées dans cet article comme des langues et des écritures inventées, apporte un éclairage original sur les facteurs linguistiques et cognitifs qui contraignirent ces inventions à adopter des logiques sémiotiques semblables. At the turn of the 20th century, spirit mediums in Europe and the United States claimed to be able to communicate with Martians. The dialogues were conducted in Martian language and the mediums also recorded their content by means of Marian writing. Analysis of the languages and writing systems used by Catherine Élise Müller (better known as Hélène Smith) and Ida Cleaveland (somewhat better known as Mrs Smead)—which are treated in this article as invented languages and writing systems—sheds an original light on the linguistic and cognitive factors that forced these inventions to adopt similar semiotic logics.

The understanding of the Solar System formation and its evolution is deeply connected to the knowledge on its planetary interior structures. In situ studies with seismometers are therefore crucial to probe the internal structure (distribution and thickness of layers) and composition of the terrestrial planets.Indeed, SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) will land on Mars in 2018 (NASA InSight mission). Two types of sensors of the SEIS instrument, the VBBs (Very Broad Band) and SPs (Short Period), are mounted on the LVL (a mechanical levelling system) for which the purpose is twofold: ensure a level placement of the sensors on the Martian ground under yet unknown local conditions and provide mechanical coupling to the ground. In this thesis, we developed a simplified analytical model of the LVL structure in order to reproduce its mechanical behaviour by predicting its resonances and transfer function. This model will allow estimation of the LVL effect on the VBBs and SPs data recorded on Mars. It is first implemented numerically and its validation is then guaranteed thanks to the observation of many similarities between our results and those of the laboratory experiments realized with the LVL flight model. These comparisons prove the model fidelity with reality. After some simulations, we noticed a clear influence of the mechanical coupling between the LVL feet and the ground in the resonances found. For this reason, an inversion study has been realized in order to study if this model could allow an estimation of the elastic properties of the InSight landing site regolith. Another work consists in modeling the 3 VBBs and the 3 SPs on the LVL and to observe the response of the 6 axes SEIS instrument in translation and rotation. This study can allow to estimate the performances of SEIS, especially in rotation that can be one important information to recover the phase velocity of surface seismic waves, highly dependent on the ground composition. This can be realized on Mars with an active seismic experiment thanks to the other main instrument of the InSight mission: HP3.Today, new projects are also being considered for a seismic return to the Moon. Indeed, the Apollo seismometers had good resolution in ground displacement but were however unable to detect the Lunar ground seismic noise, named "meteoritic hum". This noise is possibly due to the continuous fall of micro-meteorites and its amplitude has been estimated to be about 1/100 of the resolution of the Apollo sensors. Core seismic phases, although detected through stacking, have not also been individually recorded. A new generation of broadband seismometers, 100 to 1000 times more sensitive than the Apollo ones are therefore requested. This sensitivity will allow to reach the lunar seismic noise floor and thus permit to take benefit of all the waves generated by the Moon seismic activity. The core of such seismometer will be the proof mass displacement sensor, with extreme improvement in performances, linearity and noise level. During this thesis, we developed an optical readout prototype for an high-sensitive lunar seismometer, based on the use of gravitational waves detectors’ technology. Indeed, this is the reference in terms of interferometric measurements at low frequency and very low noise levels. The prototype is based on the "Pound-Drever-Hall" laser frequency stabilization technique. The objective is to improve the sensitivity of InSight VBBs by about 2 orders of magnitude. The measurement principle is presented in this manuscript, as well as the expected performances, the technical choices made for the experimental implementation and the first results.; La compréhension de la formation du Système Solaire et de son évolution est profondément connectée aux connaissances que nous pouvons avoir sur les structures internes de ses planètes. Des études sismiques in-situ sont donc cruciales pour sonder la structure (répartition et épaisseur des couches) et la composition interne des planètes telluriques.L'instrument SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) se posera sur Mars en 2018 (mission InSight de la NASA). Il contient deux types de capteurs sismiques: les VBBs (Very Broad Band) et SPs (Short Period), montés sur le LVL (système de nivellement mécanique) qui a un double objectif: assurer le placement horizontal des capteurs sur le sol de Mars dans des conditions locales inconnues et fournir leur couplage mécanique au sol. Dans cette thèse, un modèle analytique simple du LVL est développé afin de reproduire son comportement mécanique grâce au calcul de ses résonances et de sa fonction de transfert. Ce modèle permettra d'étudier l'effet du LVL sur les données sismiques des VBBs et SPs enregistrées sur Mars. Celui-ci est d'abord implémenté numériquement puis sa validation est garantie grâce à l'observation de grandes similitudes entre nos résultats et ceux des expériences réalisées en laboratoire avec le modèle de vol du LVL. Ces comparaisons prouvent ainsi la fidélité du modèle à la réalité. Après quelques simulations, on remarque également une influence importante du couplage mécanique entre les pieds du LVL et le sol dans les résonances trouvées. Une étude d'inversion est alors réalisée afin d'observer si le modèle pourrait permettre une estimation des propriétés élastiques du sol au niveau du site d'atterrissage InSight. Un autre travail consiste à modéliser les 6 capteurs VBBs et SPs sur le LVL et observer la réponse de l'instrument 6 axes en translation et en rotation. Cette étude permet notamment d'estimer les performances de SEIS en rotation, qui peut être une information clé pour déterminer la vitesse de phase des ondes sismiques de surface, fortement dépendantes de la composition du sol. Cette vitesse sera calculée sur Mars en réalisant une expérience sismique active grâce à l'autre instrument principal d'InSight: HP3.Aujourd'hui, de nouveaux projets sont étudiés pour un retour sismique sur la Lune. En effet, bien qu'ayant une bonne résolution en terme de déplacement du sol les sismomètres Apollo étaient cependant incapables de détecter le bruit sismique du sol lunaire, appelé "meteoritic hum". Ce bruit, dû aux chutes continues de micro-météorites, a une amplitude estimée à 1/100$^\text{ème}$ de la résolution des sismomètres Apollo. Les phases sismiques du noyau, même si estimées grâce au "stacking" des données, n'ont pas non plus été directement enregistrées. Une nouvelle génération de sismomètres, 100 à 1000 fois plus sensibles que ceux d'Apollo, est donc désirée. Cette sensibilité pourrait permettre d'atteindre le plancher du bruit sismique lunaire et de tirer ainsi bénéfice de l'intégralité des ondes générées par l'activité sismique lunaire. La structure d'un tel sismomètre serait un capteur de déplacement, toujours lié à une masse d'épreuve, mais présentant de grosses améliorations en termes de performance, linéarité, et niveau de bruit. Pendant cette thèse, un prototype de système de lecture optique de déplacement pour sismomètre lunaire ultra-sensible est développé, basé sur l'utilisation de la technologie des détecteurs d'ondes gravitationnelles. En effet, celle-ci est une référence en termes de mesures interférométriques à basse fréquence et très bas niveau de bruit. Le prototype construit est ainsi basé sur la technique de stabilisation laser appelée "Pound-Drever-Hall". L'objectif est d'améliorer la sensibilité des VBBs d'InSight d'environ 2 ordres de grandeur. Le principe de la mesure est présenté dans ce manuscrit, ainsi que ses performances attendues, les choix techniques d'implémentation de l'expérience et les premiers résultats.

Mars surface has been considered like a currently inactive planet for a long time. Nevertheless, numerous active phenomena have been observed during the last few years such as: gullies, dust devils, dark and bright flows. Most of them are also unexplained and their formation processes are unclear under present Mars conditions. The aim of this PhD is to study some gullies to try to understand their formation processes on Mars at the present time. For this, martian spacecraft data were analyzed and experimental studies were performed. Thanks to HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) images and HiRISE DTM (Digital Terrain Models), a morphological study was carried out. This study has been completed by a spectroscopic study of the surface thanks to CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) data. Experiments were also performed with a mix of liquid and sand to try to understand the pressure impact on martians flows. Morphological and spectroscopic studies on the southern hemisphere of Mars lead us to conclude that: i) Gullies are seasonal. They have different morphologies, sizes, timing of activities, orientations, and slopes. ii) Gullies are young. They appear and disappear on present-day. Some of them are active since 100 years. iii) CO₂ frost seems to be a good candidate for gullies creation but a participation of liquid water can’t be excluded in some cases. iv) Insolation variations and material accumulations in the upper part of the flow influence the gullies activity. v) Sinuosities can be created by another fluid than liquid water today on Mars. Experiments performed during this PhD demonstrate that: i) Water flow in granular surface and sub-surface triggers higher morphological impact under Martian pressure (~ 7mbar) and Earth pressure (~ 1000 mbar). ii) Exotic sediment transport can be observed at low pressure (~ 7mbar): “levitation” (with gas) and saltation. The morphology and dynamics are influenced by 3 main parameters: the sediment thickness, the temperature variations between the surface and the flow and the amount of flow material. Several seasonal phenomena were analyzed with different approaches. This allowed us to observe and interpret present-day flows and exotic processes. More data and new experiments at low pressure (in particular with CO₂) will help us to better constrain and better understand the formation conditions of current seasonal activities on the Mars surface.; La surface de Mars a longtemps été considérée comme inactive de nos jours. Cependant, de nombreux phénomènes actifs ont été observés ces dernières années comme : des ravines, des tornades de poussières, des écoulements ou des taches sombres. La plupart d’entre eux sont encore inexpliqués et soulèvent de nombreuses questions au regard des conditions de surface existantes actuellement. Afin d’améliorer la compréhension de ces processus et en particulier des ravines, cette thèse a pour but d’en étudier certains par une approche pluridisciplinaire combinant l’analyse de données issues des missions spatiales martiennes et par une approche expérimentale. Les données de télédétection ont permis une analyse morphologique détaillée grâce aux images provenant de la caméra HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) et de leurs MNT (Modèle Numérique de Terrain). Celles-ci ont été complétées par une analyse de la composition de la surface grâce aux données spectroscopiques CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars).Des études expérimentales visant à mieux comprendre l’effet de la pression et des mélanges fluides/grains sur des écoulements martiens ont également été réalisés. Les études morphologiques et compositionnelles réalisées dans l’hémisphère sud de Mars, ont permis d’arriver aux conclusions suivantes : i) Les ravines ont un fonctionnement saisonnier et se différencient entre elles par leur morphologie, leur taille, leur période d’activité, leur orientation et leur pente, ii) Certaines ravines saisonnières sont très récentes : elles se créent et disparaissent actuellement, alors que d’autres fonctionnent depuis une centaine d’années martienne, iii) Le CO₂ semble être le principal agent actif pour leur création, même si l’eau liquide et les saumures ne peuvent être écartées dans certains cas, iv) Les différences d’insolation et l’accumulation de matériel en amont de l’écoulement influencent l’activité des ravines saisonnières. v) Un fluide différent de l’eau peut créer et faire évoluer des sinuosités de nos jours sur Mars. Les expériences réalisées au cours de cette thèse ont montré que : i) Les écoulements d’eau en surface et sub-surface d’un milieu granulaire, vont avoir un impact morphologique plus important à basse pression (~ 7mbar) qu’à pression terrestre (~ 1000 mbar), ii) Il existe des modes de transport des sédiments atypiques à basse pression: un processus de « lévitation » (impliquant des fluides gazeux) et de la saltation. Les morphologies qui en découlent, peu courantes sur Terre, sont susceptibles d’intervenir sur Mars, iii) Des mêmes constituants d’un écoulement peuvent créer des morphologies et des dynamiques réellement différentes. Trois paramètres semblent jouer un rôle important sur la morphologie d’un écoulement : l’épaisseur de sédiment mobilisable, les différences de températures entre la surface et l’écoulement ainsi que la quantité de matériel écoulé. L’analyse dans cette thèse d’un grand nombre d’activités saisonnières ainsi que l’approche pluridisciplinaire utilisée ont permis de mettre en évidence des écoulements actuels reliés avec des processus exotiques. La détermination plus précise des conditions de formation de ces phénomènes actuels ne pourra se faire que grâce à l’acquisition de nouvelles données sur tous ces sites et sur plusieurs saisons. De nouvelles expériences en laboratoire permettant en particulier de mieux comprendre les processus liés au CO₂ sont également nécessaires.

Absolute age determination is necessary to check and calibrate the relative Martian chronology presently available from meteoritic crater counting. For this purpose, we have developed an in-situ K-Ar dating prototype for planetary surfaces at GEOPS laboratory. This instrument, supported by a CNES-CNRS research program, is a laser ablation-based system built to vaporize a reproducible volume of rock or mineral. It quantifies potassium content (K) by laser-induced breakdown spectroscopy (LIBS) and argon (Ar) by quadrupole mass spectrometry (QMS). The K-Ar age determination also requires accurate quantification of the ablated sample mass. Following an important period of experimental set-up development to improve precision, accuracy and sensitivity of the technique, our efforts focused on the calibration of the different parts of this instrument. To that purpose, a collection of reference samples (micas, feldspars, amphibolite, basalts) was done and analyzed (total chemistry and age measurements by K-Ar and ⁴⁰Ar/³⁹Ar conventional techniques). These samples show a K content between 0,15 and 11% and an Ar content between 1 and 100x10¹⁴ ⁴⁰Ar* atoms per gram, corresponding to Martian basalt from 700 Ma to 3 Ga for 0.4% K. The results obtained evidence a correlation between the ablation time and the ablated mass depending on the mineral phase analyzed. In order to check this correlation, measurements were conducted on several samples, in particular a microlitic basalt (Viluy basalt) similar to Martian basalts. The K-Ar in-situ age of 401 ± 41 Ma obtained by our approach is consistent with the age of 381 ± 5 Ma measured indepedently on mineral populations. More generally, this study allows to obtain K-Ar ages measured by our in-situ dating method with uncertainties lower than 15%, on relatively low-K and young samples compared to Martian rocks.; La détermination d’âges absolus est nécessaire pour calibrer la chronologie relative martienne basée sur la densité de cratères d’impact. Dans ce but, nous avons développé au laboratoire GEOPS un prototype pour la datation in-situ des surfaces planétaires par la méthode K-Ar. Cette installation, financée dans le cadre d’un programme de recherche CNES-CNRS, est basée sur l’ablation laser permettant la vaporisation d’un volume reproductible de roche. La composition chimique de la matière ablatée, et en particulier la teneur en potassium (K), est estimée par Laser Induced Breakdown Spectroscopy (LIBS) et la quantité d’argon (Ar) libérée est mesurée par spectrométrie de masse quadripolaire (QMS). La détermination de l’âge K-Ar requiert en outre la quantification précise de la masse d’échantillon ablatée. Après une phase importante de développement instrumental visant à améliorer la précision et la sensibilité de la technique, nos efforts ont porté sur la calibration du dispositif. Pour ce faire, une collection d’échantillons de référence (micas, feldspaths, amphibolite, basaltes) a été réalisée et analysée (chimie totale et mesures d’âges par les techniques K-Ar et ⁴⁰Ar/³⁹Ar classiques). Ces échantillons présentent des teneurs en K de 0,15 à 11% et des teneurs de 1 à 100x10¹⁴ atomes d’⁴⁰Ar* par gramme, équivalent à des basaltes martiens âgés de 700 Ma à 3 Ga pour 0,4%K. Les résultats obtenus ont permis de définir une corrélation entre le temps d'ablation et la masse ablatée selon le type de phase minérale ciblée. Afin de valider cette corrélation, des mesures ont été menées « en aveugle » sur plusieurs échantillons, en particulier un basalte microlitique (Trapps de Viluy) similaire aux basaltes composant la surface de Mars. L’âge K-Ar in-situ de 401 ± 41 Ma obtenu par notre approche est consistant avec l’âge de 381 ± 5 Ma mesuré indépendamment sur populations de minéraux. Plus généralement, cette étude a permis d’obtenir des âges K-Ar mesurés par notre méthode de datation in-situ avec une incertitude inférieure à 15%, y compris sur des roches peu potassiques et relativement jeunes comparées aux roches martiennes.

International audience

The main objective of European ExoMars (ESA-Roscosmos) mission is to search for signs of past or present life on Mars. The mission, to be launched in summer 2020, will deliver a rover on the surface of Mars. This rover accommodates instruments designed to investigate the close subsurface and, in particular, a drill that will collect samples at depth ranging from 0.5 m to 2 m. This thesis manuscript relates the preparation of the scientific return of the WISDOM (Water Ice and Subsurface Deposits Observation on Mars) radar experiment whose main objective is to characterize, before drilling, the shallow subsurface of Mars.Data obtained by WISDOM will shed the light on geological structures in the subsurface and therefore help trace back the history of the investigated Martian sites. Furthermore, they will help to identify the most promising locations to collect samples without jeopardizing the drill. The objective of this thesis was to efficiently pave the way to data interpretation and appraise WISDOM’s potentiality.In order to reach the ambitious scientific and technologic objectives (especially in terms of resolution and sensitivity) of WISDOM, we have developed tools that rely on a deep understanding of the instrument. The ultimate goal of these tools is to provide a reliable representation of the shallow subsurface and quantitative interpretation in terms of thickness and orientation of underground layers, roughness at interfaces, distribution of buried rocks and geoelectrical constant for each geological unit detected.This thesis manuscript describes the signal processing chain and tools developed in order to prepare WISDOM’s scientific return. When possible, approaches based on automatic detection were preferred. This work relies both on theoretical and practical investigations, including an accurate (analytical and numerical) modeling of the instrument operations and test on experimental data acquired during field campaigns on potential Martian analogs., La recherche de trace de vie, passée ou présente, sur Mars est l’objectif principal de la mission martienne européenne ExoMars (ESA-Roscosmos), dont le lancement est prévu pour l’été 2020. Cette mission déposera à la surface de Mars un Rover équipé d'instruments dédiés notamment à l’étude du sous-sol de la planète dont une foreuse collectera des échantillons. Le travail de thèse présenté dans ce manuscrit porte sur la préparation du retour scientifique de l’expérience du radar WISDOM (Water Ice and Subsurface Deposits Observation on Mars) embarqué à bord du Rover d’ExoMars 2020 et dont l’objectif principal est la caractérisation, avant forage, du sous-sol proche de Mars.Les données recueillies par WISDOM permettront d’identifier les formations géologiques du sous-sol et de comprendre les processus qui en sont à l’origine. Elles guideront également les opérations de prélèvement d'échantillons en profondeur. L'objectif de cette thèse était de préparer les outils de traitements et d'interprétation de ces données. Les résultats obtenus doivent permettre d'exploiter au mieux les possibilités de l'instrument et d’atteindre les ambitieux objectifs technologiques (en termes notamment de résolution et de sensibilité) et scientifiques fixés. Plus précisément, il s’agissait de mettre en place des outils pour aboutir à une description des premiers mètres du sous-sol via l’interprétation des radargrammes de WISDOM en termes d’épaisseur de couche(s), de rugosité des interfaces, de distribution en taille d’éventuelles roches enfouies, d’orientation des strates et de constantes géo-électriques pour les unités géologiques détectées.Ce travail de thèse a permis la mise en place d’une chaîne de traitement de données ainsi que d’outils d’interprétation (traitement automatique et modélisation du radar).L’approche a été d’aborder le problème à la fois du point de vue théorique et du point de vue pratique. En conséquence, ce travail s’est appuyé sur deux aspects indissociables que sont, d’une part, la modélisation (analytique et numérique) du fonctionnement de l’instrument dans son environnement et, d’autre part, le traitement des données simulées et/ou expérimentales obtenues en milieu contrôlé ou lors de campagnes de mesures organisées dans le cadre de cette thèse.

International audience

Counting craters on planetary surfaces is currently the only way to precise the events temporality which have marked the history of terrestrial bodies. This technique requires the precise knowledge of the rate with which impact craters are emplaced over time, the impact flux, but also its evolution in function of crater diameter, the production function. Together, these two variables constitute the chronology system of a planetary body. This system is relatively well constrained between 3,9 and 3,5 billion years before present and considered to be constant since 3 billion years, a hypothesis challenged by earthly and lunar observations. Layered ejecta craters are numerous on Mars. Their morphology is related to the presence of ice-rich material in the subsurface at the moment of the impact. The spatial and temporal evolution of this layer is poorly constrained. This one is primarily influenced by the obliquity of Mars. Their ejecta blankets are continuous and therefore constitute ideal surfaces to date the impact itself. The purpose of this thesis is to better constraint the Martian chronology and to better understand the variation of volatiles layer extent present under the surface of Mars. By the dating of the formation of a layered ejecta crater population located on Acidalia Planitia, it has been possible to compare the emplacement frequency of these structures with the impact flux that has been used to date them. An important mismatch between our data and the constant flux has been noted. An auto-consistency test between the measured impact rate and the rate used to date each crater has shown that the most consistent flux with our data is a cratering spike between 0,5 billion years and the actual period. This spike is associated to two main asteroid break-ups in the main asteroid belt. Nevertheless, this inverse method is challenged by a logical problem highlighted by the simulation of a synthetic population of craters. It appears a posteriori that the temporal fluctuation of the Martian chronology comes from the production function of impact craters of hundred meters of diameter. These results modify considerably the age of the Martian surface that we can measure by counting craters. The dating of all craters which exhibits a high extent of their ejecta blankets has also allowed to highlight an increasing of their age with the decreasing of the latitude. We have interpreted this observation by the result of the late evolution of the volatiles layer extent under the surface of Mars, linked to the shift of the obliquity. A decreasing of the Martian obliquity angle there was 4 million years ago has restricted the volatiles layer extent to high latitude. The close link between the location of these craters and their ages has allowed us to set some conditions of possible evolution of the Martian obliquity during the last 80 Myrs. Finally, the correction of the most complete Martian crater database thanks to a web interface accessible to everyone has allowed to create the first crater catalogue adapted to the martian surface dating. We have developed a crater classification allowing the exclusion, during a surface dating, of secondary craters, ghosts craters as well as false detections contained in the original database., Le comptage de cratères sur une surface planétaire est à l’heure actuelle le seul moyen de préciser la temporalité des événements ayant marqué l’histoire des corps telluriques. Cette technique nécessite de connaitre précisément le taux avec lequel se forme les cratères d’impact, c'est-à-dire le flux d’impact, mais aussi son évolution en fonction du diamètre des cratères, la fonction de production. Ensemble, ces deux variables forment le système de chronologie d’un corps planétaire. Il est relativement bien contraint entre 3,9 et 3,5 milliards d’années avant notre ère et considéré comme constant depuis 3 milliards d’années, une hypothèse remise en cause par des observations lunaires et terrestres. Les cratères d’impact à éjecta lobés sont très nombreux sur Mars. Leur morphologie traduit la présence d’une grande quantité de glace d’eau dans le sous-sol au moment de l’impact. La variation spatio-temporelle de cette couche est très peu contrainte. Celle-ci est principalement influencée par l’obliquité de la planète. Leurs nappes d’éjecta sont continues et constituent donc des surfaces idéales pour dater leur formation. L’objectif de cette thèse est de mieux contraindre la chronologie martienne et la variation de l’extension de la couche de volatiles présente sous la surface de Mars responsable de telles morphologies. Par la datation de la mise en place d’une population de cratères à éjecta lobés situés sur Acidalia Planitia, il a été possible de comparer leur fréquence de formation avec le flux d’impact qui a été utilisé pour les dater. Un important désaccord entre nos données et le modèle à flux constant a pu être observé. Un test d’autocohérence entre le flux d’impact mesuré et le flux utilisé pour dater chaque cratère a permis de montrer que le taux d’impact le plus en accord avec nos données était celui présentant un pic de cratérisation entre 0,5 milliards d’années et la période actuelle. Ce pic est associé à deux collisions dans la ceinture principale d’astéroïdes. Néanmoins, cette méthode inverse est soumise à un problème logique mis en évidence par la simulation d’une population de cratères synthétiques. Il apparaît à posteriori que la variable temporelle de la chronologie martienne doit être la fonction de production des cratères d’une centaine de mètres de diamètre. Ces résultats modifient profondément l’âge des surfaces martiennes qui peuvent être mesurés par comptage de cratères. La datation de l’ensemble des cratères martiens dont les nappes d’éjecta lobés sont très étendues a permis également de mettre en évidence une augmentation de l’âge de ces cratères avec la diminution en latitude. Nous avons interprété ces observations comme étant le résultat de l’évolution récente de l’extension de la couche riche en volatils sous la surface de Mars, en lien avec la variation de l’obliquité de la planète. En effet, une diminution de l’angle d’obliquité de Mars il y a 4 millions d’années a restreint l’extension de la couche de volatils à haute latitude. Le lien étroit entre la localisation de ces cratères et leurs âges a permis de poser certaines conditions quant à l’évolution possible de l’obliquité martienne sur les 80 derniers millions d’années. Enfin, la révision de la base de données de cratères martiens la plus complète à ce jour au moyen d’une interface accessible à tous a permis de créer le premier catalogue de cratères adapté à la datation de surfaces martiennes. Nous avons pour cela mis en place une classification des cratères permettant l’exclusion, lors d’une datation, des cratères de type secondaire, fantôme ainsi que des fausses détections contenus dans la base de donnée originelle.

The understanding of prebiotic chemistry, and the search for organic matter of extraterrestrial origin associated with it, are among the strong themes of the astrobiology branch, which concerns in particular the search for traces of life in our Solar System. It is with this objective in mind that we have taken an interest in two objects of the Solar System: the Saturn satellite Titan, for its organic aerosols, and Mars, for its proven habitability and research of organic matter in situ. To this end, we have implemented two techniques to study the organic matter of these objects: experimental simulation, which allows the reproduction of extraterrestrial environmental conditions in the laboratory, and preparation of in situ analysis thanks to fully automated laboratories implemented on the Curiosity/MSL rover currently in operation on the surface of Mars, and the future Pasteur rover of the ExoMars mission. The first part of this study is thus devoted to the experimental simulation applied to the study of organic aerosols from Titan. We synthesized analogs (tholins) of these aerosols in the laboratory, then studied their molecular composition by pyrolysis and gas chromatography coupled to mass spectrometry (Pyr-GC-MS). We investigated in particular the influence of the composition of the gas mixture allowing the synthesis of our tholins (methane content in nitrogen) on their molecular composition. A systematic study by Pyr-GC-MS allowed us to estimate the optimal conditions of analysis including pyrolysis temperature. In a second phase, we were interested in the in situ analysis of the Martian soil by the SAM-GC-MS and MOMA-GC-MS instruments aboard the Curiosity rover and the future Pasteur rover respectively. These two instruments have the possibility of using wet chemistry (derivatization) techniques to pre-treat samples to facilitate extraction, volatilization, preservation and identification of the organic matter present in the Martian soil. Among these techniques, we have optimized the analytical conditions of thermochemolysis in the presence of TMAH on a terrestrial analog of the Martian soil to ensure the success of future in situ analyses of the Mars soil by the SAM and MOMA instruments., La compréhension de la chimie prébiotique et la recherche de matière organique d’origine extraterrestre qui lui est associée sont parmi les thématiques fortes de la branche de l’astrobiologie qui concerne notamment la recherche de traces de vie dans notre Système Solaire. C’est avec cet objectif que nous nous sommes intéressés à deux objets du Système Solaire : le satellite saturnien Titan, pour ses aérosols organiques, et Mars, pour son habitabilité avérée et la recherche de matière organique in situ. A ces fins, nous avons mis en œuvre deux techniques permettant d’étudier la matière organique de ces objets : la simulation expérimentale qui permet de reproduire en laboratoire des conditions environnementale extraterrestres et la préparation d’analyse in situ grâce à des laboratoires entièrement automatisés implémentés sur des véhicules mobiles, à savoir les rovers Curiosity/MSL actuellement en activité à la surface de Mars et le futur rover Pasteur de la mission ExoMars. La première partie de cette étude est ainsi consacrée à la simulation expérimentale appliquée à l’étude des aérosols organiques de Titan. Nous avons synthétisé en laboratoire des analogues (tholins) de ces aérosols, puis nous avons étudié leur composition moléculaire par pyrolyse et chromatographie en phase gazeuse couplée à la spectrométrie de masse (Pyr-GC-MS). Nous avons tout particulièrement investigué l’influence de la composition du mélange gazeux permettant la synthèse de nos tholins (taux de méthane dans du diazote) sur leur composition moléculaire. Une étude systématique par Pyr-GC-MS nous a permis d’estimer les conditions optimales d’analyse dont la température de pyrolyse. Dans un second temps, nous nous sommes intéressés à l’analyse in situ du sol martien par les instruments SAM-GC-MS et MOMA-GC-MS à bord du rover Curiosity et du futur rover Pasteur respectivement. Ces deux instruments ont la possibilité de mettre en œuvre des techniques de prétraitements des échantillons par chimie humide (dérivatisation) pour faciliter l’extraction, la volatilisation, la préservation et l’identification de la matière organique présente dans le sol martien. Parmi ces techniques, nous avons optimisé les conditions analytiques de la thermochimiolyse en présence de TMAH sur un sol analogue du sol martien pour assurer le succès des futures analyses in situ du sol de Mars par les instruments SAM et MOMA.

Space exploration carried out through orbital and in situ missions enables us to highlight the great diversity of objects found in the Solar System. The properties of planetary surfaces and especially their compositions are excellent witnesses of the various endogenous and exogenous physical processes that have shaped these different bodies from their formation to the present day. My thesis is based on the multi-scale spatial exploration of the surfaces of two types of objects, the C-type asteroids and Mars. C-type asteroids are very primitive bodies and are thus recognized as excellent candidates to constraint the early stages of evolution of the Solar System. In particular, they should provide numerous insights concerning the presence of altered phases and organic matter during the primordial phases of the Solar System. As for Mars, its surface is fascinating especially thanks to the wide variety of minerals detected by various space probes. These minerals are tracers of many physical processes that have prevailed on the surface, allowing us to better understand the interactions between the different envelopes that are the internal structure, the surface, the atmosphere and the space environment of Mars. In the work I carried out during my thesis, I focused on the study of the surface mineralogy obtained by hyperspectral imagery, at a macroscopic scale with the OMEGA/Mars Express instrument for quantifying the abundance of minerals tracing the magmatic and volcanic activities on Mars and, at the microscopic scale, with the microscope MicrOmega, focusing on the calibration of the instrument and the characterization of samples in laboratory, within the framework of the future investigations of the Hayabusa-2 mission to the C-type asteroid Ryugu.Regarding Mars, the major results are the following. A new product based on the entire OMEGA instrument dataset acquired in the near infrared has been constructed, combining all the observations adapted to the study of mineral distribution at the global scale. This global 3D reflectance cube of Mars was used to produce new mineral maps providing a further step of analysis compared to past studies. A radiative transfer model was then applied to all spectra presenting mafic mineral signatures in order to quantify the abundances of minerals tracing the magmatic and volcanic activities. The global maps of pyroxenes, olivine and plagioclase presented in this thesis represent the first maps of modal mineralogy of Mars at a resolution of ~ 1.5 km/px. A classification method has highlighted the presence of several distinct mineralogical classes revealing a certain heterogeneity of the surface at different scales. The chemical composition was then calculated and compared with the orbital and in situ measurements.As part of the preparation of the Hayabusa-2 mission, I exploited the calibration data of the hyperspectral imaging microscope MicrOmega. The data reduction and analysis allowed us to derive the 4D transfer function (position on the field of view, wavelength and operating temperature) of the instrument in the full range of values of its functional parameters. The instrumental performances regarding to the identification were also validated: detection of absorption bands of the order of 1% in reflectance with an accuracy of 5 nm on the position of the band and a quantification of the overall reflectance level of the order of 20%. This calibration also highlighted the fact to carefully prepare in advance the operations so as to maximize the signal-to-noise ratio as a function of the functional and environmental parameters and, thus to interpret as much as possible the scientific data that will be acquired once on the asteroid surface. Finally, I also participated in various campaigns of measurements of natural samples with MicrOmega revealing the ability of this instrument to characterize samples at a microscopic scale (10s μm/px).; L’exploration spatiale effectuée par les missions orbitales et in situ a permis de mettre en évidence la grande diversité d’objets planétaires rencontrés dans le Système Solaire. Les propriétés de leurs surfaces et notamment leurs compositions sont d’excellents témoins des différents processus physiques endogènes et exogènes ayant façonné ces différents corps depuis leur formation jusqu’à aujourd’hui. Ma thèse a pour contexte l’exploration spatiale multi-échelle des surfaces de deux types d’objets que sont les astéroïdes de type-C et Mars. Les astéroïdes de type C sont des corps très primitifs et ainsi reconnus pour contraindre les premiers stades d’évolution du Système Solaire. Ils peuvent notamment apporter de nombreux indices concernant la présence de phases altérées et de matière organique lors des phases primordiales du Système Solaire. Quant à Mars, sa surface se révèle fascinante en particulier grâce à la grande variété des minéraux détectés par les différentes sondes spatiales. Ces minéraux sont traceurs de nombreux processus physiques qui ont prévalu à la surface permettant ainsi de mieux comprendre les interactions entre les différentes enveloppes que sont la structure interne, la surface, l’atmosphère et l’environnement spatial de Mars. Dans ce travail de thèse je me suis intéressée à l’étude de la minéralogie des surfaces obtenue par imagerie hyperspectrale, d’une part à l’échelle macroscopique avec l’instrument OMEGA/Mars Express dans le but de quantifier les abondances des minéraux traceurs des roches ignées sur Mars et, d’autre part, à l’échelle microscopique avec le microscope MicrOmega, en préparant les futures investigations de la mission Hayabusa-2 à destination de l’astéroïde de type-C Ryugu grâce à l’étalonnage de l’instrument et la caractérisation d’échantillons en laboratoire.Concernant Mars, les résultats majeurs sont les suivants. Un nouveau produit basé sur le jeu complet de données de l’instrument OMEGA dans le proche infra-rouge a été construit, combinant toutes les observations adaptées à l’étude globale des minéraux. Ce cube 3D global de réflectance de Mars a été utilisé pour produire de nouvelles cartes de détections et obtenir un niveau supplémentaire d’analyse en comparaison aux études passées. Un modèle de transfert radiatif a alors été appliqué à tous les spectres des zones présentant des signatures de minéraux mafiques dans le but de quantifier les abondances de ces minéraux traceurs de l’activité magmatique et volcanique. Les cartes globales de pyroxènes, olivine et plagioclase présentées dans cette thèse représentent les premières cartes de minéralogie modale de Mars à une résolution de ~1.5 km/px. Une méthode de classification a mis en lumière la présence de plusieurs classes minéralogiques variées révélant ainsi une hétérogénéité de la surface à différentes échelles. La composition chimique a ensuite été calculée et comparée avec les mesures orbitales et in situ.Dans le cadre de la mission Hayabusa-2, j’ai exploité les données d’étalonnage du microscope hyperspectral proche infra-rouge MicrOmega développé à l’IAS. La réduction et l’analyse des données a permis la construction de la fonction de transfert 4D (position sur le champ de vue, longueur d’onde et température d’opération) de l’instrument dans la gamme complète des valeurs de ces paramètres fonctionnels. Les performances instrumentales concernant l’aspect détection ont été également validées. Cet étalonnage a aussi mis en évidence l’importance de bien définir les opérations en amont de façon à maximiser le rapport signal sur bruit en fonction des paramètres fonctionnels et ainsi d’interpréter au mieux les données scientifiques qui seront acquises une fois au sol de l’astéroïde. Enfin, j’ai également participé à différentes campagnes de mesures d’échantillons naturels avec MicrOmega révélant la capacité de cet instrument à caractériser des échantillons à l’échelle microscopique (10s µm/px).

International audience

The condensation/sublimation cycle of CO2 controls the martian climate and, in winter, forms frozen seasonal deposits, contaminated with water ice and dust. This thesis’ objective is to unders- tand, characterize, and if possible, to quantify the different microphysical processes occuring in the seasonal deposits during this condensation/sublimation cycle, with the insight of experimental simulation of these processes inside the CarboN-IR experimental cell. The CO2 ice condensation in a polycristalline form on a mineral regolith, the modification of the CO2 ice condensation regime in the martian polar night due to the presence of non condensable gases, the stratification of water ice onto CO2 ice during the sublimation of the seasonal deposits and the increase of the albedo of CO2 slab ice during its springtime sublimation are all phenomena that have been reproduced successfully inside the experiemental cell. The CO2 slab ice condensation on the Martian surface has been observed during its formation, in autumn, at lower latitudes than polar night limit with hyperspectral imaging from the OMEGA spectrometer onboard of the Mars Express probe. Yet the farthest object explored in the solar system, Pluto, shares many similarities with Mars, parti- cularly a partial icy cover of its surface (of CH4, N2 and CO ices for Pluto) in equilibrium with its atmosphere. The evolution of these ices can be considered similar in terms of the surface pro- cesses affecting them : stratification of ices in function of their volatility during their sublimation or condensation at the surface, formation of slab ice ... The hyperspectral imagery data (LEISA), provided by the New Horizons probe during its Pluto’s flyby in july 2015, allowed to determine the accurate cartography of chemical species at the surface, along with their physical state - the preliminary steps of any geological interpretation., Le cycle de condensation/sublimation du CO2 contrôle le climat martien et forme en hiver des dépôts saisonniers glacés, contaminés en glace d’eau et en poussière. L’objectif de cette thèse est de comprendre, caractériser, et si possible quantifier les différents processus microphysiques des dépôts saisonniers durant ce cycle de condensation/sublimation à l’aide de la simulation, en laboratoire, de ces processus à l’intérieur de la cellule expérimentale CarboN-IR. La condensation de glace de CO2 polycristalline sur un régolithe minéral, la modification du régime de condensation de la glace de CO2 dans la nuit polaire en présence de gaz non condensables, la stratification de glace d’eau sur la glace de CO2 lors de la sublimation des dépôts saisonniers et la remontée d’albédo de la glace polycristalline de CO2 lors de sa sublimation au printemps sont les phénomènes ayant été reproduits avec succès dans la cellule expérimentale. La condensation de glace polycristalline de CO2 sur Mars a également été observée durant sa formation, en automne, aux latitudes plus basses que la nuit polaire à l’aide des données du spectromètre OMEGA, de la sonde Mars Express. L’objet le plus lointain du système solaire à avoir été exploré, Pluton, partage de nombreux points communs avec Mars, notamment la couverture d’une partie de sa surface par des glaces (de CH4, N2 et CO pour Pluton) en équilibre avec son atmosphère. L’évolution de ces glaces peut être considérée comme analogue en termes de processus de surface les affectant : stratification des glaces en fonction de leur volatilité lors de leur sublimation où condensation à la surface, formation de glace sous forme polycristalline,... . Les données d’imagerie hyperspectrale (LEISA) fournies par la sonde New Horizons lors de son survol de Pluton en juillet 2015 ont permis la cartographie précise des espèces chimiques présentes à sa surface, ainsi que de leur état physique, étapes préliminaires à toute interprétation géologique.

The search for hydrated phases lying at the surface of Mars is essential to understand its habitable past and the fate of water on a planet disrupted by global climate changes. The MSL/Curiosity rover provides new tools to characterize surface hydration in situ. Among these, laser induced breakdown spectroscopy (LIBS) performed by the ChemCam instrument enables remote measurement of elementary abundance. However, measuring the LIBS emission peak of hydrogen at 656.6 nm (Balmer alpha) to quantify target water content is poorly documented in the literature.Using the instrument replica, large series of hydrated samples have been analyzed in the laboratory under Martian atmospheric conditions. Except for some samples on which effects specific to the hydrogen signal have been observed, these tests show that a linear calibration can be obtained with target water content.On Mars, at Gale crater, this calibration reveals the hydration of different phases: bassanite (CaSO4 × 0.5H2O) in the veins filling the bedrock fractures, magnesium sulfates, opaline and clay rich sediments discovered in situ. Measurement of water content performed to date have been limited to sparse and bulk pyrolysis experiments; this study shows that ChemCam provides a new technique to measurement hydrogen on the surface, at a submillimeter scale and sampling a very large number of rocks.; La recherche des phases hydratées à la surface de Mars est essentielle à la compréhension de son passé habitable et des changements climatiques globaux qu'elle a subis. Le rover MSL/Curiosity apporte de nouveaux moyens pour caractériser l’hydratation de la surface. En particulier, la spectroscopie de plasma induite par laser (LIBS) de l’instrument ChemCam mesure la composition élémentaire à distance. Il permet une détection de l'hydrogène par le pic d'émission H Balmer alpha à 656.6 nm. Cependant la quantification de cet élément n'a été que très peu étudiée.Le modèle de qualification de l'instrument ChemCam a été intégré à un banc LIBS afin d’analyser des séries d'échantillons hydratés au laboratoire. A l’exception de quelques échantillons révélant des phénomènes spécifiques à l’hydrogène, ces tests montrent qu’un étalonnage linéaire est obtenu avec la teneur en eau.Sur Mars, dans le cratère Gale, cette calibration révèle l'hydratation de différentes phases : la bassanite (CaSO4 × 0.5H2O) dans les veines remplissant les fractures des roches, les sulfates de magnésium, les sédiments opalifères et argileux découverts in situ. Les mesures d’abondances en eau effectuées jusqu’à présent étaient restreintes à de rares expériences de pyrolyse ; cette étude montre que ChemCam apporte maintenant un nouveau moyen opérationnel pour la mesure de l’hydrogène à la surface, à l'échelle submillimétrique et couvrant un très grand nombre de roches.

The search for hydrated phases lying at the surface of Mars is essential to understand its habitable past and the fate of water on a planet disrupted by global climate changes. The MSL/Curiosity rover provides new tools to characterize surface hydration in situ. Among these, laser induced breakdown spectroscopy (LIBS) performed by the ChemCam instrument enables remote measurement of elementary abundance. However, measuring the LIBS emission peak of hydrogen at 656.6 nm (Balmer alpha) to quantify target water content is poorly documented in the literature.Using the instrument replica, large series of hydrated samples have been analyzed in the laboratory under Martian atmospheric conditions. Except for some samples on which effects specific to the hydrogen signal have been observed, these tests show that a linear calibration can be obtained with target water content.On Mars, at Gale crater, this calibration reveals the hydration of different phases: bassanite (CaSO4 × 0.5H2O) in the veins filling the bedrock fractures, magnesium sulfates, opaline and clay rich sediments discovered in situ. Measurement of water content performed to date have been limited to sparse and bulk pyrolysis experiments; this study shows that ChemCam provides a new technique to measurement hydrogen on the surface, at a submillimeter scale and sampling a very large number of rocks.; La recherche des phases hydratées à la surface de Mars est essentielle à la compréhension de son passé habitable et des changements climatiques globaux qu'elle a subis. Le rover MSL/Curiosity apporte de nouveaux moyens pour caractériser l’hydratation de la surface. En particulier, la spectroscopie de plasma induite par laser (LIBS) de l’instrument ChemCam mesure la composition élémentaire à distance. Il permet une détection de l'hydrogène par le pic d'émission H Balmer alpha à 656.6 nm. Cependant la quantification de cet élément n'a été que très peu étudiée.Le modèle de qualification de l'instrument ChemCam a été intégré à un banc LIBS afin d’analyser des séries d'échantillons hydratés au laboratoire. A l’exception de quelques échantillons révélant des phénomènes spécifiques à l’hydrogène, ces tests montrent qu’un étalonnage linéaire est obtenu avec la teneur en eau.Sur Mars, dans le cratère Gale, cette calibration révèle l'hydratation de différentes phases : la bassanite (CaSO4 × 0.5H2O) dans les veines remplissant les fractures des roches, les sulfates de magnésium, les sédiments opalifères et argileux découverts in situ. Les mesures d’abondances en eau effectuées jusqu’à présent étaient restreintes à de rares expériences de pyrolyse ; cette étude montre que ChemCam apporte maintenant un nouveau moyen opérationnel pour la mesure de l’hydrogène à la surface, à l'échelle submillimétrique et couvrant un très grand nombre de roches.

The global climate model (GCM) of the Laboratoire de Météorologie Dynamique is used to study the Martian water cycle. Available observations are compared to simulations to unravel the physical phenomena affecting the cycle, with a focus on clouds and water vapor. New inversions of water vapor observations are described and analyzed, to further our understanding of the cycle and of its interannual variability. Such comparisons are limited by bias that have to be studied. Observations constrain the timing, thickness and cover of the clouds. To improve the water cycle simulation and understanding, new high-resolution simulations with an horizontal resolution of one degree are shown. New phenomena appear, like spiral storms. The water cycle undergoes visible changes, with wave transitions, strengthened instabilities, shifts in frost deposition and a better simulation of the condensation and sublimation seasonal processes. The circulation is strengthened, as is variability. The atmosphere is wetter, more cloudy and more variable. Following the details discovered in the high-resolution simulations, we try to improve the representation of cloud cover in the standard resolution simulations. The subsequent new subgrid-scale parametrization of partial cloudiness is described, and its consequences on the water cycle are analyzed. Results are promising as the model agrees more with observations in some ways, but the parametrization causes further instability., Le modèle de climat global martien (GCM) du Laboratoire de Météorologie Dynamique est appliqué à l'étude du cycle de l'eau de la planète rouge. Les observations disponibles sont comparées aux simulations pour comprendre les phénomènes physiques influençant le cycle, en se focalisant sur les nuages et la vapeur d'eau. De nouvelles inversions de données de vapeur d'eau sont présentées, pour compléter notre connaissance du cycle et de sa variabilité interannuelle. De telles intercomparaisons ont des limites qu'il faut mettre en évidence pour mieux les surmonter. Les observations contraignent l'épaisseur et l'étendue des nuages ainsi que leur chronologie saisonnière. Pour améliorer la représentation du cycle de l'eau, la piste de la simulation à haute résolution est explorée, avec des simulations de un degré en résolution horizontale. Des phénomènes nouveaux émergent, comme des tempêtes en spirale. Des changements visibles affectent le cycle de l'eau, avec des transitions ondulatoires, des instabilités renforcées, une modification du dépôt de givre et une meilleure représentation du cycle de condensation et sublimation. La circulation est intensifiée, tout comme la variabilité du cycle, et l'on découvre une atmosphère plus humide, nuageuse et changeante. Suite aux découvertes de la haute résolution, on cherche à mieux représenter la couverture nuageuse dans le modèle à résolution standard. La nouvelle paramétrisation de la couverture nuageuse partielle sous maille est décrite et ses conséquences sur le cycle de l'eau analysées. Elle est prometteuse pour améliorer le réalisme du modèle mais semble déstabiliser le cycle.