Les ceintures de radiation de la Terre ont été mises en évidence au début de l’ère spatiale en 1958 par J. Van Allen grâce aux données du satellite Explorer 3. Cet environnement peut être très hostile aussi bien pour le corps humain que pour l’électronique embarquée sur les satellites. Les modèles actuels de référence sont ceux de la NASA : AE8 pour les électrons et AP8 pour les protons. Ils ont été élaborés vers la fin des années 70 et le début des années 80 à l’aide de mesures éparses et d’une interpolation entre chacune d’elles. Parallèlement à cela, la modélisation physique des ceintures de radiation s’est accélérée avec l’essor de l’informatique et des mesures satellites in situ. L’ONERA / DESP dispose à la fois d’un modèle physique dynamique performant des ceintures de radiation et d’un large éventail de mesures satellites. L’objectif de ce travail de thèse a été de tirer parti de cette dualité que peu de laboratoires possèdent grâce à l’assimilation de données. Elle peut être considérée comme un processus d’association d’observations ponctuelles à une prédiction globale réalisée par un modèle. Deux méthodes ont été envisagées aussi bien dans le cas électrons que protons. La première a consisté à poursuivre les travaux d’assimilation directe entamés au département DESP afin de l’adapter à l’échelle du cycle solaire et ainsi poser des bases solides à la définition de nouveaux modèles de spécification de l’environnement spatial. La seconde est l’adaptation d’un filtre de Kalman d’Ensemble (EnKF) issu du domaine de l’océanographie aux ceintures de radiation. Technique d’assimilation évoluée, elle permet d’affiner la restitution et ouvre la voie à la prédiction et à une météorologie spatiale objective.

La composante ionisante des rayonnements spatiaux s'appelle dose cumulée. Elle entraîne l'apparition d'une charge piégée dans les oxydes ainsi que des états d'interface. Ces quantités sont à l'origine des dégradations électriques observées dans les circuits. Un modèle numérique des effets de dose dans la silice est développé. Il décrit la génération, le transport, le piégeage, les phénomènes de guérison ainsi que la génération des états d'interface tout en s'attachant à prendre à compte de manière assez fine l'effet du champ électrique et de la température. Le calage de notre modèle avec des données expérimentales faites sur la gamme des débits de dose de laboratoire avec différentes températures et diverses conditions de polarisations a permis de caractériser les paramètres des différents mécanismes. Sous faible champ électrique, certains composants présentent une sensibilité accrue au faible débit de dose. Notre modèle explique ce phénomène par l'inversion du champ électrique à fort débit de dose. Enfin, l'extrapolation au débit de dose spatial de notre modèle a permis de discuter la représentativité des normes de test en vigueur.

Le nombre croissant de charges utiles mises à poste dans l’espace et l’utilisation de systèmes électroniques embarqués de pointe nécessitent une rigoureuse connaissance de l’environnement spatial de notre planète en vue des choix technologiques à poser. Afin de mieux connaître l’environnement radiatif, une étude du transport de plasma dans la région interne de la magnétosphère terrestre est proposée ici, sachant que ce sont ces particules énergétiques qui vont venir peupler les ceintures de radiation. Dans le cadre de la modélisation, on s’intéresse à la source du plasma, son transport et les pertes de particules rencontrées au cours de ce dernier. Une étude paramétrique comparative de modèles de champs magnétique et électrique est ainsi menée, dévoilant l’influence capitale du champ électrique sur la dynamique des particules. Le même type d’étude est entrepris avec des modèles de la densité d’hydrogène dans l’exosphère, qui permettront par la suite d’estimer la perte de protons par échange de charge au cours de leur transport. Ces résultats ont motivé une étude plus approfondie du champ électrique sur la base des mesures proton et électron des détecteurs MEPED des satellites NOAA POES, en montrant la pénétration de particules à très faibles valeurs de L lors d’orages géomagnétiques. L’étude d’événements particuliers à différents niveaux d’activité magnétique et la simulation du phénomène permettent d’arriver à une caractérisation du champ électrique de convection dans la magnétosphère interne.

Les ceintures de radiation provoquent des dégâts irréversibles sur les satellites les traversant, détériorant ainsi les instruments de mesure embarqués. Les étudier est utile au développement de matériaux adaptés et résistants. Depuis les années 90, l'ONERA-DESP étudie les ceintures de radiations des planètes magnétisées, telle que la Terre ou Jupiter, grâce au modèle Salammbô. Salammbô prend en compte les processus physiques de l'environnement radiatif pour recréer les populations d'électrons peuplant les ceintures. Dans cette étude, il s'agit de développer un modèle des ceintures de radiations internes de Saturne, basé sur les travaux précédents. Avant les années 2000, Pioneer 11 et Voyager 2 ne permettaient pas un développement suffisamment avancé d'un modèle de ceintures de radiations de Saturne. La mission Cassini apporte ensuite quantités d'observations et de données pour mener une étude plus approfondie de ces ceintures. Cette thèse débute par l'analyse de la magnétosphère interne de Saturne : anneaux, satellites, nuages de neutres...L'interaction des particules des ceintures de radiations avec ces différents paramètres se traduit par le calcul de coefficients de diffusion. Ces coefficients sont intégrés à l'équation de transport et permettent de comprendre les mécanismes perturbant la distribution des électrons au sein des ceintures de radiations. Les résultats obtenus sont comparés aux mesures faites par les sondes Pioneer 11, Voyager 2 et Cassini.

Cette étude s’inscrit dans le domaine de la description de la dynamique des ceintures de radiation terrestres. Elle consiste à modéliser le phénomène de diffusion radiale en travaillant avec une résolution spatio-temporelle plus fine que celle utilisée pour décrire la dynamique des ceintures par le biais d’une équation de diffusion. La démarche s’est organisée en trois temps. Tout d’abord, l’objectif a été d’étudier le phénomène de diffusion radiale d’un point de vue théorique afin de mettre en lumière les principaux pilotes du processus et d’expliciter une formulation des coefficients de diffusion radiale. Une fois l’expression de ces coefficients établie, l’objectif a ensuite été de les quantifier. Pour cela, nous avons développé des protocoles analytiques et numériques puis des protocoles expérimentaux. Nous avons discuté les résultats obtenus ainsi que les atouts et les limites de ces protocoles. Cette étude met en évidence le rôle central de l’asymétrie des variations du champ électromagnétique et des champs électriques induits dans le processus de diffusion radiale. Elle propose des pistes pour la quantification numérique et expérimentale de ces deux pilotes. Elle apporte également un regard critique sur les travaux de la littérature. Elle ouvre la voie pour une nouvelle quantification des coefficients de diffusion basée sur une modélisation adéquate de la dynamique de l’environnement électromagnétique

Depuis le début de l’ère spatiale avec le lancement du satellite Spoutnik 1 en 1957, les ceintures de radiation terrestres n’ont cessé de faire l’objet d’études du fait de leur dangerosité pour les satellites mais aussi pour l’être humain. En effet, lors d’une forte activité solaire, l’injection de particules dans cet environnement radiatif peut induire des flux jusqu’à 1000 fois plus élevés que par temps calme. Par conséquent, il est important d’en comprendre la physique ainsi que la dynamique au cours de ce que l’on appelle un orage géomagnétique. Dans ce but, le Département Physique Instrumentation Environnement et Espace (DPhIEE) de l’ONERA développe depuis maintenant plus de 20 ans la famille de modèles Salammbô reproduisant de façon robuste et en trois dimensions la dynamique des particules piégées dans ces ceintures. Néanmoins, bien que précis au-delà d’environ 100 keV, la physique et les hypothèses prises en compte dans ce modèle restent insuffisantes en deçà. En effet, aux basses énergies, les ceintures de radiation ne peuvent plus être considérées comme homogènes autour de la Terre. L’objectif de cette thèse a donc été de prendre en compte une quatrième dimension, le temps magnétique local (MLT), afin de mieux reproduire l’évolution des structures fines lors d’un orage géomagnétique. La première partie s’est portée sur l’optimisation du schéma numérique. L’ajout d’une quatrième dimension induit, via l’apparition d’un terme d’advection, une forte diffusion numérique qu’il convient de limiter, tout en tenant compte du temps de calcul. L’équation statistique implémentée a alors été discrétisée selon un schéma de type Beam-Warming du second ordre couplé à un limiteur Superbee, garantissant une propagation satisfaisante de la distribution initiale. Une fois les problèmes numériques maitrisés, les différents mécanismes physiques pilotant la dynamique des particules piégées ont été implémentés dans le code, avec une attention toute particulière sur la dépendance en MLT de l’interaction onde-particule. La prise en compte des champs électriques magnétosphériques fut également nécessaire. En effet, ils constituent l’un des moteurs principaux du mouvement des particules de basses énergies. Le modèle Salammbô 4D a ensuite été validé par comparaison avec le modèle 3D déjà existant sur une simulation de l’orage magnétique de Mars 2015. Les résultats ont montré une bonne restitution de la dynamique des ceintures de radiation, avec en plus l’accès à la phase principale de l’orage. Cet évènement a ensuite été modélisé à plus basse énergie pour constater la dynamique asymétrique des électrons piégés avec le rôle prépondérant du champ électrique de convection. La comparaison avec les données du satellite THEMIS a montré une bonne modélisation des différents processus physiques, notamment celui de « dropout » par traversée de la magnétopause. Enfin, la mise en place d’une condition limite dynamique modulée par les paramètres du vent solaire et dépendante du MLT ouvre de nombreuses perspectives.

Les ceintures de radiation correspondent à la région de la magnétosphère dans laquelle se trouvent les particules de hautes énergies. Le couplage entre le vent solaire et la magnétosphère donne lieu à des variations des flux de particules sur plusieurs ordres de grandeurs. L’objectif de cette thèse est d’observer et caractériser ces variations de flux d’électrons au passage de différents types d’événements tels que les régions d’interaction en co-rotation (CIRs) et les éjections de masse coronale interplanétaires (ICMEs). Pour cela, nous avons traité et analysé les données de plusieurs types: paramètres du vent solaire, indices géomagnétiques et flux d’électrons dans les ceintures de radiation. Dans les trois premiers chapitres, nous rendons compte de la complexité de l’environnement spatial Terrestre et présentons les différentes données utilisées. Les travaux de thèse sont ensuite organisés en quatre chapitres. Premièrement, nous utilisons les mesures des satellites NOAA-POES afin de caractériser les flux d’électrons dans les ceintures. Nous étudions ensuite les différences de variations de flux causées par les CIRs et les ICMEs en fonction de l’énergie des électrons et du paramètre L*. Après avoir montré le fort lien entre les intensités d’orages magnétiques et les variations de flux, nous nous focalisons sur les ICMEs et la variabilité des orages qu’elles causent. Enfin, nous insistons sur l’importance des enchaînements d’événements. Après avoir quantifié la forte tendance qu’ont les ICMEs à former des séquences, nous réalisons une étude statistique sur les orages qu’elles causent, puis trois études de cas afin d’illustrer leurs effets sur les ceintures.

Les ceintures de radiation de la planète géante Jupiter sont constituées d’électrons, de protons et d’ions lourds de très haute énergie. Ces particules chargées représentent un risque majeur pour les satellites artificiels cherchant à explorer Jupiter. Dans le même temps, comprendre l’origine et la répartition de ces particules est une problématique fondamentale du domaine de la Physique de l’Espace. Le modèle physique Salammbô de l’ONERA répond aux deux enjeux précédents. Il a été développé pour le cas de la planète géante au cours de deux thèses successives qui se sont terminées en 2004 [Santos-Costa, 2001 ; Sicard, 2004]. Les travaux précédents ont permis de mettre en place un modèle d’électron qui s’étend de l’atmosphère de Jupiter jusqu’à l’orbite d’Europe (9 Rj) et un modèle de proton jusqu’à l’orbite de la lune volcanique Io (6 Rj). Depuis cette date, la mission américaine Galileo, qui fut en orbite autour de Jupiter jusqu’en 2003, a livré de nombreuses informations sur les ceintures de radiation et sur l’environnement qui influence celles-ci. Cette thèse revisite le modèle électron et étend le modèle proton jusqu’à l’orbite d’Europe. Cela permet, en particulier, de montrer que les ondes électromagnétiques se propageant entre les orbites des lunes Io et Europe induisent des pertes significatives de particules, celles-ci étant précipitées dans l’atmosphère de Jupiter. Les modèles proposés au cours de cette thèse sont également mieux à même de prédire l’environnement extrême et limitant des ceintures de radiation que les précédents travaux.

Dans cette thèse, nous présentons des modèles appartenant au domaine de l’intelligence artificielle afin de prédire l’indice magnétique global am à partir des paramètres du vent solaire. Ceci est fait dans l’optique de fournir des modèles opérationnels basés sur les données enregistrées par le satellite ACE situé au point de Lagrange L1. L’indice am ne possède pas à l’heure actuelle de modèles de prédiction. Pour prédire cet indice, nous avons fait appel à des modèles non-linéaires que sont les réseaux de neurones, permettant de modéliser le comportement complexe et non-linéaire de la magnétosphère terrestre. Nous avons dans un premier temps travaillé sur le développement et l’optimisation des modèles de réseaux classiques comme le perceptron multi-couche. Ces modèles ont fait leurs preuves en météorologie spatiale pour prédire aussi bien des indices magnétiques spécifiques à des systèmes de courant comme l’indice Dst, caractéristique du courant annulaire, que des indices globaux comme l’indice Kp. Nous avons en particulier étudié un réseau temporel appelé Time Delay Neural Network (TDNN) et évalué sa capacité à prédire l’indice magnétique am à une heure, uniquement à partir des paramètres du vent solaire. Nous avons analysé la sensibilité des performances des réseaux de neurones en considérant d’une part les données fournies par la base OMNI au niveau de l’onde de choc, et d’autre part des données obtenues par le satellite ACE en L1. Après avoir étudié la capacité de ces réseaux à prédire am, nous avons développé un réseau de neurones encore jamais utilisé en météorologie spatiale, le réseau Long Short Term Mermory ou LSTM. Ce réseau possède une mémoire à court et à long terme, et comme le TDNN, fournit des prédictions de l’indice am uniquement à partir des paramètres du vent solaire. Nous l’avons optimisé afin de modéliser au mieux le comportement de la magnétosphère et avons ainsi obtenu de meilleures performances de prédiction de l'indice am par rapport à celles obtenues avec le TDNN. Nous avons souhaité continuer le développement et l’optimisation du LSTM en travaillant sur l’utilisation de fonctions de couplage en entrée de ce réseau de neurones, et sur le développement de réseaux multisorties pour prédire les indices magnétiques am sectoriels ou aσ, spécifiques à chaque secteur Temps Magnétique Local. Enfin, nous avons développé une nouvelle technique combinant réseau LSTM et processus gaussiens, afin de fournir une prédiction probabiliste jusqu’à six heures des indices magnétiques Dst et am. Cette méthode a été dans un premier temps développée pour l’indice magnétique Dst afin de pouvoir comparer les performances du modèle hybride à des modèles de référence, puis appliquée à l’indice magnétique am.

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.