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International audience; During the normal operating condition of the future ITER tokamak, a massive production of dust in the toroidal vacuum vessel is expected. This dust, originating from the erosion of tungsten and beryllium internal walls of the torus by the plasma, would be mobilized to some extent during a loss of vacuum accident (LOVA). For safety reasons, it is essential to quantify the re-suspended dust fraction during such an event. Here, we provide preliminary experimental data of dust re-suspension obtained in the wind tunnel of the European Space Agency (ESA) at low pressures (300, 130 and 10 mbar). The experimentations were performed with multilayer deposits. We used two powders with a median diameter at 15.5 μm and 21.8 μm. A negative influence of the low pressure in the re-suspension mechanism is observed. For example, given a re-suspension fraction of 10%, increasing friction shear velocities are derived for decreasing absolute pressures: 300 mbar/0.66 m s−1; 130 mbar/1.08 m s−1; and 10 mbar/1.84 m s−1. In addition, we highlight the friction reduction for Kundsen numbers greater than 0.1 by an analysis of the airflow forces.

In ITER, a loss of vacuum accident is likely to re-suspended particles produced and deposited on the torus walls. The thesis purpose is to provide reliable experimental data to develop and validate a re-suspension model, taking into account the low pressure and predicting the amount of particles mobilized during such event. Experiences were carried out as a function of key parameters — particle diameter, friction velocity and density of the atmosphere — entering in the re-suspension mechanism. The size distribution of tungsten particles specific to fusion reactors was obtained from a collection in the AUG tokamak: modes at 0,8 µm and at 1,6 µm. The adhesion forces, adjustment parameters of most re-suspension models, were measured by Atomic Forces Microscopy (AFM). Experimental data of re-suspension of monolayer and multilayers deposits were acquired in two wind-tunnels: BISE-II (Saclay) and AWTS-II (Aarhus). For the monolayer deposits, the re-suspended particle fractions were measured by size bins, for friction velocities of 1.0 and 1.5 m.s-1 at 1,000 mbar, and of 1.0 m.s-1 at 300 mbar. Regarding the multilayers deposits, the re-suspension was measured for five surrounding pressures (25, 60, 10, 300 and 1,000 mbar), constituting a valuable data base for the development of a re-suspension model taking into account the mobilisation by particle clustering and the effect of a low pressure. Finally, measurements of the MES phenomenon kinetic highlighted three distinct regions with a short-term effect, long-term effect and a transition region which must be taken into account in a MES calculation.; Dans les analyses de sûreté du futur réacteur à fusion ITER, on anticipe un accident de perte de vide susceptible de mettre en suspension des particules produites et déposées sur les parois du tore. L’objectif de cette thèse est de fournir des données expérimentales fiables afin de développer et valider un modèle de mise en suspension (MES), prenant en compte la basse pression et prévoyant les fractions de particules mobilisées lors d’un tel évènement. Pour ce faire, des expériences ont été effectuées en fonction des paramètres clés — diamètre des particules, vitesse de frottement et masse volumique — entrant dans le mécanisme de MES. L’analyse de la granulométrie des particules de tungstène produites en tokamak met en évidence des diamètres allant de 0,1 à 10 µm. Les résultats expérimentaux de MES de dépôts monocouche sont en bon accord avec le model Rock’nRoll lorsque les particules sont uniquement mobilisée par le fluide. Cependant, une mobilisation des particules fines par agglomération, non prise en compte dans les modèles de MES, a été mise en évidence. Mes expériences ont aussi révélé l’importance de la structure (porosité et épaisseur) des dépôts multicouches dans le mécanisme de MES avec, là encore, une mobilisation par agglomération de particules. L’effet de la basse pression dans la mise en suspension a été étudié entre 10 et 1 000 mbar et doit se poursuivre à plus basse pression. Mes résultats de MES montrent une réduction du frottement dans les forces aérauliques à basse pression. Enfin, les mesures de la cinétique du phénomène de MES ont mis en évidence trois zones distincts avec un effet à court terme, un effet à long terme et une zone de transition qui devront être pris en compte dans un calcul de MES.

The research of new life forms is an exciting quest but requires understandingthe origin of the appearance of a form of life. The only planet that houses life as weknow is the Earth. Understand why the other planets in our solar system do nothouse it, is needed to better target our looking for new lives in other star systems.The objective of this thesis is to provide preliminary answers to this question.We mainly focused on the comparison between thermal evolution of Mars, Earthand Venus to the end of their accretion during their cooling magma ocean. Thethermal evolution of magma oceans produced by collision with giant impactorsduring accretion is expected to depend on the composition and structure of theatmosphere through the greenhouse effect of CO2 and H2O released by the magmaduring its crystallization. In order to constrain the various cooling timescales ofthe system, we developed a 1-D parameterized convection model of a magma oceancoupled with a 1-D radiative-convective model of the atmosphere. We conducted aparametric study and described the influence of several variables such as the initialvolatile inventories, the initial depth of the magma ocean and planet-sun distance.Our results suggest that the presence of a steam atmosphere delays the end ofthe magma ocean phase by about 1 Myr. In addition, we also observe that thewater vapor condenses to an ocean after 0.1, 1.5 and 10 Myr respectively for Mars,Earth and Venus. This time would be virtually infinite for an Earth-sized planetlocated at less 0.66 UA from the sun. In view of these results, we note that for theEarth and Mars, the timescales of the water ocean formation are shorter than timegaps between major impacts. This would imply that successive water oceans mayhave developed during accretion. However, Venus, due to its close proximity to thethreshold distance from the sun (0.66 AU), could have maintained its magma oceanphase longer during accretion. Thereafter, taking into account the hydrodynamicescape permitted us to see that this phenomenon has very little influence on theoverall water tank of a planet during the magma ocean phase. However, we canobserve that after the condensation of the water vapor, the hydrodynamic escapebecomes more efficient and the water tank be completely evaporated shortly beforethe end of the mantle solidification. Finally, we began to study the influence ofother major impacts during the cooling of the magma ocean. The first results showthat in the case of Mars and Earth, the duration of their magma ocean phase isshorter than time gaps between major impacts. In consequently, these planets hadto know an alternation between a phase magma ocean and a ocean water phase. Thisphenomenon does not, however, have taken place on Venus. Indeed, the durationof its magma ocean phase is longer than the time gaps between major impacts.Therefore, the magma ocean phase on Venus had to extend throughout the phaseimpacts and no ocean water has been formed before the end of this period.; La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l’origine de l’apparition d’une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n’en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L’objectif de cette thèse est d’apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d’évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L’évolutionthermique d’océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l’accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del’atmosphère à travers l’effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd’un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l’influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l’océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced’une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d’océan de magma d’environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d’eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d’un océan d’eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd’eau successifs peuvent s’être développés durant l’accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d’océan de magma plus longtemps durant l’accrétion.Par la suite, la prise en compte de l’échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d’incidence sur le réservoir global d’eaud’une planète durant la phase d’océan de magma. Cependant, on observe qu’aprèsla condensation de la vapeur d’eau, l’échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d’eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l’influence d’autresgros impacts durant le refroidissement de l’océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d’océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d’océan demagma et phase d’océan d’eau. Ce phénomène n’a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d’océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C’est pourquoi, la phase d’océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d’impacts et qu’aucunocéan d’eau n’a pu se former avant la fin de cette période.

The research of new life forms is an exciting quest but requires understandingthe origin of the appearance of a form of life. The only planet that houses life as weknow is the Earth. Understand why the other planets in our solar system do nothouse it, is needed to better target our looking for new lives in other star systems.The objective of this thesis is to provide preliminary answers to this question.We mainly focused on the comparison between thermal evolution of Mars, Earthand Venus to the end of their accretion during their cooling magma ocean. Thethermal evolution of magma oceans produced by collision with giant impactorsduring accretion is expected to depend on the composition and structure of theatmosphere through the greenhouse effect of CO2 and H2O released by the magmaduring its crystallization. In order to constrain the various cooling timescales ofthe system, we developed a 1-D parameterized convection model of a magma oceancoupled with a 1-D radiative-convective model of the atmosphere. We conducted aparametric study and described the influence of several variables such as the initialvolatile inventories, the initial depth of the magma ocean and planet-sun distance.Our results suggest that the presence of a steam atmosphere delays the end ofthe magma ocean phase by about 1 Myr. In addition, we also observe that thewater vapor condenses to an ocean after 0.1, 1.5 and 10 Myr respectively for Mars,Earth and Venus. This time would be virtually infinite for an Earth-sized planetlocated at less 0.66 UA from the sun. In view of these results, we note that for theEarth and Mars, the timescales of the water ocean formation are shorter than timegaps between major impacts. This would imply that successive water oceans mayhave developed during accretion. However, Venus, due to its close proximity to thethreshold distance from the sun (0.66 AU), could have maintained its magma oceanphase longer during accretion. Thereafter, taking into account the hydrodynamicescape permitted us to see that this phenomenon has very little influence on theoverall water tank of a planet during the magma ocean phase. However, we canobserve that after the condensation of the water vapor, the hydrodynamic escapebecomes more efficient and the water tank be completely evaporated shortly beforethe end of the mantle solidification. Finally, we began to study the influence ofother major impacts during the cooling of the magma ocean. The first results showthat in the case of Mars and Earth, the duration of their magma ocean phase isshorter than time gaps between major impacts. In consequently, these planets hadto know an alternation between a phase magma ocean and a ocean water phase. Thisphenomenon does not, however, have taken place on Venus. Indeed, the durationof its magma ocean phase is longer than the time gaps between major impacts.Therefore, the magma ocean phase on Venus had to extend throughout the phaseimpacts and no ocean water has been formed before the end of this period., La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l’origine de l’apparition d’une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n’en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L’objectif de cette thèse est d’apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d’évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L’évolutionthermique d’océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l’accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del’atmosphère à travers l’effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd’un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l’influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l’océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced’une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d’océan de magma d’environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d’eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d’un océan d’eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd’eau successifs peuvent s’être développés durant l’accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d’océan de magma plus longtemps durant l’accrétion.Par la suite, la prise en compte de l’échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d’incidence sur le réservoir global d’eaud’une planète durant la phase d’océan de magma. Cependant, on observe qu’aprèsla condensation de la vapeur d’eau, l’échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d’eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l’influence d’autresgros impacts durant le refroidissement de l’océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d’océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d’océan demagma et phase d’océan d’eau. Ce phénomène n’a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d’océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C’est pourquoi, la phase d’océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d’impacts et qu’aucunocéan d’eau n’a pu se former avant la fin de cette période.

A unique feature of Mercury's space environment is its strongly coupled surface-exosphere-magnetosphere-solar wind system, which can be remotely monitored by space missions such as Mariner 10, MESSENGER and soon BepiColombo and by ground-based observatories. Mercury's exosphere is a very complex medium with only a few species detected so far, including atomic hydrogen. H has only been detected once by Mariner 10 in 1974-1975 and represents a tracer of the interaction between the solar wind and Mercury. The PHEBUS instrument onboard the BepiColombo ESA/JAXA mission to Mercury is a dual-channel EUV-FUV spectrometer capable of detecting faint emissions including H I Lyman- at 121.6 nm. The first part of this thesis focuses on the radiometric modelling and simulation of the optical return of PHEBUS. To prepare for in-flight and orbit spectral calibrations, a set of reference stars is determined and evaluated to match the resolution and spectral range of the detector. Predictions on the possibility of detection of a wide range of emission lines in space and in Mercury's exosphere are given (science performance). PHEBUS is based on SPICAV, the UV spectrometer onboard Venus Express and can use similar techniques to perform the relevant calibrations. Therefore, a study of the star occultation events of SPICAV is performed in the second part of this thesis. The stars' spectra are extracted, analysed and convoluted with the instrument function for possibility of future use with PHEBUS. The results are stored in the calibration database for the "Cross-calibration of past FUV experiments" workgroup of ISSI. In parallel to the development of new dedicated instruments, such as PHEBUS with high sensitivity and spectral resolution, state-of-the-art simulations of the exosphere of Mercury are also needed. In the third part of this thesis the 3D Monte Carlo hydrogen model SPERO is constructed. SPERO is the first fully consistent 3D exospheric model of hydrogen at Mercury, taking into account source and loss mechanisms such as thermal desorption, photoionisation and solar radiation pressure. Thermal desorption is assumed to be the dominant source of exospheric hydrogen. Surface densities as well as exospheric densities, temperatures and velocities are computed up to 8 Mercury radii. A sensitivity study is carried out highlighting the uncertainties in the source and loss mechanisms, and resulting in a day/night density and temperature asymmetry. Using the computed densities in a radiative transfer model makes it possible to compare with the Mariner 10 Lyman- emission data and later on possibly the hydrogen data return of the MASCS instrument onboard NASA MESSENGER., Une caractéristique unique de l'environnement spatial de Mercure est le fort couplage qui existe entre la surface, l'exosphère, la magnétosphère et le vent solaire. Ce système peut être étudié par des méthodes de télédétection embarquées sur les missions spatiales telles que Mariner 10, MESSENGER et bientôt BepiColombo, ainsi que par les observatoires au sol. L'exosphère de Mercure est un milieu complexe avec seulement quelques espèces détectées jusqu'ici, dont l'hydrogène atomique H. H a seulement été détecté une fois par la sonde Mariner 10 en 1974-1975 et représente un traceur de l'interaction entre le vent solaire et la planète Mercure. L'instrument PHEBUS 'a bord de la mission ESA/JAXA BepiColombo vers Mercure est un spectromètre double canal EUV-FUV capable de détecter les émissions les plus faibles, comme H I Lyman-α 'a 121.6 nm. La première partie de cette thèse se concentre sur la modélisation radiométrique et la simulation des performances de PHEBUS. Pour préparer la calibration spectrale en vol et pendant la phase orbitale, un ensemble d'étoiles de référence est déterminé et évalué pour tirer partie au mieux de la résolution et du domaine spectral du détecteur. Des prévisions sur la possibilité de détection des raies d'émission exosphériques sont également données (science performance). Comme PHEBUS est basé sur SPICAV, le spectromètre UV de Venus Express, des techniques semblables de calibration spectrale peuvent être utilisées. Une étude des occultations stellaire de SPICAV est réalisée dans la deuxième partie de cette thèse. Les spectres des étoiles sont extraits, analysés et convolués avec la fonction instrumentale en vue de préparer les futures observations de PHEBUS. Les résultats sont disponibles dans la base de données de calibration du groupe de travail 'a l'ISSI Cross-calibration of past FUV experiments . En parallèle aux nouveaux instruments de grande sensibilité et à haute résolution spectrale, comme PHEBUS, le développement de simulations numériques est nécessaire 'a la compréhension de l'exosphère de Mercure. La troisième partie de cette thèse présente le modèle SPERO, premier modèle auto-cohérent 3D Monte Carlo dédié 'a l'hydrogène exosphérique de Mercure, prenant en compte toutes les sources et les pertes, tels que la désorption thermique, la photoionisation ou la pression de radiation solaire. La désorption thermique est par hypothèse la source dominante d'hydrogène exosphérique. La densité surfacique ainsi que les densités, températures et vitesses exosphériques sont calculées jusqu'à 8 rayons mercuriens. Une étude de sensibilité est effectuée en se basant sur les incertitudes dans les mécanismes de source et de perte, donnant lieu à des asymétries jour/nuit en densité et en température. En utilisant les densités calculées dans un modèle de transfert radiatif, il est possible de comparer les sorties de SPERO avec les données d'émission Lyman-α de Mariner 10, et d'anticiper le retour de données hydrogène grâce 'a l'instrument MASCS embarqué sur la mission MESSENGER de la NASA.