A new Mars Climate Database v5.1

International audienceWhat is the Mars Climate Database? The Mars Climate Database (MCD) is a database of meteorological fields derived from General Circulation Model (GCM) numerical simulations of the Martian atmosphere and validated using available observational data. The MCD includes complementary post-processing schemes such as high spatial resolution interpolation of environmental data and means of reconstructing the variability thereof. The GCM is developed at Laboratoire de Météorologie Dynamique du CNRS (Paris, France) [1-3] in collaboration with the Open University (UK), the Oxford University (UK) and the Instituto de Astrofisica de Andalucia (Spain) with support from the European Space Agency (ESA) and the Centre National d'Etudes Spatiales (CNES). The MCD is freely distributed and intended to be useful and used in the framework of engineering applications as well as in the context of scientific studies which require accurate knowledge of the state of the Martian atmosphere. The MCD may be accessed either online (in a somewhat simplified form) via an interactive server available at http://www-mars.lmd.jussieu.fr (useful for moderate needs), or from the complete version which includes advanced access and post-processing software (contact [email protected] and/or [email protected] to obtain a free copy). Overview of MCDv5 contents: The MCD provides mean values and statistics of the main meteorological variables (atmospheric temperature, density, pressure and winds) as well as atmospheric composition (including dust and water vapor and ice content), as the GCM from which the datasets are obtained includes water cycle [4-6], chemistry [7,8], and ionosphere [9,10] models. The database extends up to and including the thermosphere[11-13] (~350km). Since the influence of Extreme Ultra Violet (EUV) input from the sun is significant in the latter, 3 EUV scenarios (solar minimum, average and maximum inputs) account for the impact of the various states of the solar cycle

Modeling the martian atmosphere with the LMD global climate model

Our Global Climate Model (GCM) of the Martian atmosphere is the result of twenty years of ongoing collaboration between our teams and has matured to the point of enabling to study the main cycles (dust, CO2, water) of present-day and past Martian climates. At the 2014 scientific assembly, we will report on the latest developments and improvements of our GCM, and also present the latest version of the Mars Climate Database (version 5.1) that is derived from GCM outputs, along with comparisons with available measurements (from TES, MCS, Viking, Phoenix, Curiosity, etc.)

Space plasma physics science opportunities for the lunar orbital platform - Gateway

The Lunar Orbital Platform - Gateway (LOP - Gateway, or simply Gateway) is a crewed platform that will be assembled and operated in the vicinity of the Moon by NASA and international partner organizations, including ESA, starting from the mid-2020s. It will offer new opportunities for fundamental and applied scientific research. The Moon is a unique location to study the deep space plasma environment. Moreover, the lunar surface and the surface-bounded exosphere are interacting with this environment, constituting a complex multi-scale interacting system. This paper examines the opportunities provided by externally mounted payloads on the Gateway in the field of space plasma physics, heliophysics and space weather, and also examines the impact of the space environment on an inhabited platform in the vicinity of the Moon. It then presents the conceptual design of a model payload, required to perform these space plasma measurements and observations. It results that the Gateway is very well-suited for space plasma physics research. It allows a series of scientific objectives with a multi-disciplinary dimension to be addressed

Etude de l'exosphere de Mars et echappement de l'eau: Modelisation et analyse des donnees UV de SPICAM

Planetary exospheres are the upper regions of the atmospheres where collisions between atmospheric particles become negligible. On Mars, understanding the mechanisms of the formation of the exosphere and its role in the solar wind interaction is particularly important to characterize the atmospheric escape and understand the fate of Mars water. My PhD has focused on the study of the relation between the exosphere and the atmospheric escape at current conditions. I have also characterized Mars? exosphere thanks to the observations of the hydrogen Lyman-a line and the oxygen triplet at 130.4 nm obtained by the SPICAM-UV spectrograph aboard Mars Express in orbit around Mars since 25 December 2003. After a review of the general context of the water disappearance linked to the climatic evolution of Mars in the introduction, I present in the first chapter the current knowledge on the upper atmosphere of Mars and on the interaction of the upper atmosphere and the solar wind. In the second chapter, I present a study of the formation of the Martian oxygen exosphere thanks to a 3D Monte Carlo simulation and the coupling of this exosphere with a 3D hybrid model describing the interaction of the solar wind with the Martian upper atmosphere developed by R. Modolo and G.M. Chanteur at CETP. This coupling allows us to determine for the first time and in a consistent way the Martian escape by the main current mechanisms and to show, in particular, that current oxygen escape is essentially under the neutral form (never measured until now). The effect of an expansion of the exosphere on the ionic escape and sputtering is also studied. The extrapolation of the estimated current erosion rates provides a lower limit on the global oxygen escape during the last four billions years. In the third chapter, I present the UV emissions observed in the Martian upper atmosphere as well as the UV spectrometer SPICAM aboard on the Mars Express mission. In this chapter, are also detailed, the method used to process the data consisting, among others, in the subtraction of the dark current, the absolute calibration of the intensity and the determination of the brightness of the exospheric emissions Lyman-a hydrogen atomic line at 121.6 nm and the 130.4 nm atomic oxygen triplet (not resolved) as well as the complete reconstruction of the line of sight. The fourth chapter presents the two radiative transfer models used to analyse the exospheric lines observed by SPICAM : an iterative model with a complete frequency redistribution used to compute the resonant scattering of the solar photons by the hydrogen atoms in the Martian upper atmosphere; a Monte Carlo model, with partial frequency redistribution used to compute the resonant scattering of the solar photons as well as the photons produced after excitation of the oxygen atoms by photoelectrons impact. In the fifth chapter, I will present the analysis of some brightness profiles of the atomic hydrogen Lyman-a line observed by SPICAM by direct comparison with theoretical profiles. This study, sensitive to the absolute calibration of the instrument shows that, independently of the absolute calibration of the instrument, a hot exospheric hydrogen component is needed to reproduce the SPICAM data. The amounts of hot hydrogen, whose origin is not understood, 10 decrease when the solar illumination decreases. This hot population play a major role in the current total hydrogen escape. Finally, in the sixth and last chapter, I present the analysis of some brightness profiles of the atomic oxygen emission at 130.4 nm obtained by SPICAM, always by comparing the observed profiles with theoretical profiles. In this study, it is shown that the excitation by photoelectrons impact is negligible compared to the excitation by solar photons in the Martian upper atmosphere, and the oxygen density at the exobase and oxygen mixing ratio at 135 km, particularly important for the upper atmosphere thermal equilibrium, are derived. Here again, a hot population (whose origin is known) seems to have an influence on the exospheric temperature assessed. Two annexes show the methods used to produce thermal density profiles of hydrogen, oxygen and carbon dioxide in the Martian exosphere (Annexe A) and in the Martian thermosphere (Annexe B) respectively.L'exosphère d'une planète est la région supérieure de son atmosphère, là où les collisions entre les particules constituant l'atmosphère deviennent négligeables. Sur Mars, la compréhension des mécanismes de la formation de cette exosphère et de son rôle dans l'interaction avec le vent solaire est particulièrement importante pour caractériser l'échappement de l'atmosphère et comprendre la disparition de l'eau liquide en surface. Le principal travail effectué au cours de cette thèse a consisté à étudier le lien entre l'exosphère et l'échappement dans les conditions solaires actuelles et à caractériser cette exosphère à l'aide des observations de la raie Lyman-a et du triplet de l'oxygène à 130.4 nm obtenues par le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express en orbite autour de Mars depuis le 25 décembre 2003. Après avoir présenté le contexte général du problème de la disparition de l'eau lié à l'évolution climatique de Mars dans le chapitre introductif, je présente dans le premier chapitre l'état des connaissances actuelles sur la haute atmosphère de Mars et sur l'interaction entre la haute atmosphère et le vent solaire. Dans le deuxième chapitre je présente une étude de la formation de l'exosphère d'oxygène martienne réalisée à l'aide d'un modèle 3D de type Monte Carlo et le couplage de cette exosphère avec un modèle hybride 3D de l'interaction du vent solaire avec Mars réalisé par R. Modolo et G.M. Chanteur du CETP. Ce couplage a permis, pour la première fois de déterminer, de façon consistante, l'échappement de l'atmosphère de Mars par les principaux mécanismes actuels et de montrer notamment que l'échappement actuel d'oxygène était dominé par l'échappement sous forme de neutres (jamais mesuré à ce jour). L'influence de l'expansion de la couronne sur l'échappement ionique et sur le criblage est aussi étudiée. L'extrapolation des taux d'érosion actuels nous permet de déterminer une limite inférieure à l'échappement d'oxygène sur les quatre derniers milliards d'années. Dans le troisième chapitre, je présente les émissions UV observées dans la haute atmosphère de Mars ainsi que le spectromètre UV de SPICAM à bord de la mission Mars Express. Dans ce chapitre, sont aussi détaillées, la méthode de traitement des données consistant notamment au retrait du courant d'obscurité, à la calibration absolue des données et à l'estimation de l'intensité des émissions exosphériques Lyman-a de l'hydrogène atomique à 121.6 nm et du triplet de l'oxygène (non résolu) à 130.4 nm ainsi que la reconstruction des lignes de visées de l'instrument. Le quatrième chapitre présente les deux modèles de transfert de rayonnement utilisés pour analyser les raies exosphériques observées par SPICAM : un modèle itératif avec redistribution complète en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires par les atomes d'hydrogène de la haute atmosphère martienne ; un modèle Monte Carlo avec redistribution partielle en fréquence qui a été utilisé pour simuler la diffusion résonante des photons solaires ainsi que la diffusion résonante des photons émis suite à l'excitation des atomes d'oxygènes par l'impact des photo-électrons. Dans le cinquième chapitre, je présente l'analyse des quelques profils d'intensité de l'émission Lyman-a de l'hydrogène atomique observés par SPICAM comparés avec des 8 profils théoriques. Cette étude sensible à la calibration absolue de l'instrument montre qu'indépendamment de la calibration absolue de l'instrument une composante chaude d'hydrogène exosphérique est nécessaire pour reproduire les profils observés par SPICAM. L'importance de cette population chaude dont l'origine reste indéterminée diminue lorsque l'illumination solaire diminue. Cette population chaude joue un rôle majeur dans l'échappement de l'hydrogène actuel. Enfin dans le sixième et dernier chapitre, je présente l'analyse de quelques profils d'intensité de l'émission de l'oxygène atomique à 130.4 nm obtenus par SPICAM toujours en comparant les profils observés avec des profils théoriques. Dans cette étude on montre que l'excitation par l'impact des photoélectrons est négligeable devant l'excitation par les photons solaires dans la haute atmosphère de Mars et l'on en déduit la densité d'oxygène à l'exobase ainsi que le rapport de mélange [O]/[CO2] à 135 km particulièrement important pour caractériser l'équilibre thermique de la haute atmosphère. Là encore une population chaude (dont l'origine est connue) semble avoir une influence sur la température exosphérique estimée. Deux annexes présentent respectivement la méthode utilisée pour produire des profils thermiques théoriques de densité d'oxygène, d'hydrogène et de dioxyde de carbone dans l'exosphère de Mars (Annexe A) et dans la thermosphère de Mars (Annexe B)

: Observations de la couronne d'hydrogène vénusienne par SPICAV sur Vénus Express

International audienceObservations of the H corona before Vénus Express. Diurnal variations derived by PVO. Formation of the hydrogen corona. SPICAV-UV/VEX. Lyman--alpha emission. Forward approach for dayside observations. ObservaEons at the dayside and observaEons at the nightside. Forward approach for shadow observaEon

Mercury's exosphere: ground based observations as a support to the forthcoming Bepi-Colombo

International audienc

Modelling Mercury’s exospheric sodium seasonal variability

International audienceThe sodium component is the most observed element of Mercury’s exosphere. First detected from ground based observatories, it appears peaking in emission intensity at high latitudes and to be variable on hour time scale. The large set of ground based obser- vations obtained during many consecutive years also leads to the characterization of the dependency of the emission sodium intensity with respect to its position along Mercury’s orbit around the Sun. Such picture was significantly changed by MASCS/MESSENGER 4 years of observations around Mercury. Focusing on the equatorial regions, MASCS pro- vided a different view of Mercury’s sodium exosphere, highlighting a surprisingly steady radial subsolar profile of the emission intensity in contradiction with the high latitudinal variable component observed from the Earth. Moreover, MASCS observed an equatorial dawn/dusk asymmetry opposite between Mercury’s inbound portion and outbound por- tion of its orbit. Such variation of the dawn/dusk asymmetry contradicts somehow the idea that Mercury’s sodium exosphere should be partly driven by a global day to nigh sides circulation induced by the solar radiation pressure. Indeed, such circulation should lead to a systematically more intense emission at dawn than at dusk, even if variable along Mercury’s orbital position. To reconcile observations and modelling, each potential driver of Mercury’s sodium exosphere needs to be reviewed in order to find out what controls the fate of the sodium around Mercury