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L'interféromètre spatial Windii

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Description de l'interféromètre spatial Windii

Windii (Wind Imaging Interferometer) est un interféromètre spatial embarqué à bord de Uars (Upper Atmosphere Research Satellite), satellite qui a été lancé en septembre 1991 et qui est consacré à l'étude de la haute atmosphère terrestre (Reber et al. (1993)). Cet instrument mesure les vents à partir du décalage Doppler des raies émises dans la haute mesosphère (OH), dans la basse thermosphère (O2, O(1S)) et dans la thermosphère moyenne (O(1S), O(1D) et $ O^+(^2P)$), ce qui couvre une zone d'altitude comprise entre 70 et 300 km. Le tableau 2.1 présente les caractéristiques des émissions mesurées par Windii. Une description complète de l'instrument est présentée dans Shepherd et al. (1993). Nous rappellons ici les principales caractéristiques, et nous montrerons comment obtenir, à partir des interférogrammes, les intensités des raies d'émission.

Tableau 2.1: Caractéristiques des émissions mesurées par Windii (d'après Shepherd et al. (1993))
  Durée de Longueur Zone d'alt. Alt. du Mi-largeur
Emission vie $ (s)$ d'onde $ (nm)$ $ (km)$ pic $ (km)$ $ (km)$
O1S 0,8 557,7 pic meso. 80-110 97 15
      pic thermo. 150-300 200 50
O1D 110 630,0 150-300 $ \sim$250 $ \sim$100
OH 4,2 ms 730,0 80-110 87 10
O$ _2$ 14 762,0 80-110 94 10
O$ ^+$ 5 732,0 200-300 $ \sim$150 $ \sim$50

L'instrument Windii est composé d'un interféromètre couplé à une caméra CCD qui collecte les images des émissions lumineuses de la haute atmosphère terrestre. Le concept de cet instrument a été développé originellement par Bouchareine et Connes (1963) et il a été implémenté dans la configuration décrite par Thuillier et Shepherd (1985).

Nous allons maintenant nous intéresser plus en détail à cet instrument, et exposer les principes de base des mesures interférométriques, puis nous décrirons les spécificités de Windii, à savoir sa compensation en champ et sa compensation thermique.

Principes de la mesure par interférométrie

Lorsqu'ils sont utilisés pour des études atmosphériques, les interféromètres sont en général conçus à l'origine pour fournir des mesures de température et de vitesse des vents, qui sont deux paramètres clés pour comprendre les phénomènes dont l'atmosphère terrestre est le siège.
Avant de décrire la manière dont on obtient ces températures et vitesses de vent, nous présentons brièvement le principe de l'interféromètre, et en particulier du Michelson, puisque Windii est de ce type.

Au cœur d'un interféromètre, un faisceau incident est partagé en deux fractions d'égales intensités par une lame dont l'une des faces est légèrement métalisée pour devenir semi-réfléchissante. Cette lame est l'élément essentiel du dispositif et est appelée séparatrice.
Une fois que le faisceau incident est partagé en deux faisceaux de même amplitude, ceux-ci sont réfléchis par un miroir, puis retombent sur la séparatrice qui va redonner deux faisceaux se propageant dans la même direction.
La figure 2.1 illustre ce principe de l'interféromètre, et montre le rayon incident divisé en deux par la séparatrice.
Figure 2.1: Interféromètre de Michelson classique à différence de marche nulle. Le miroir séparateur est en traits pointillés.
Image michelson_normal

Maintenant, si l'on change la position ou l'angle d'un des deux miroirs, le chemin optique d'un des deux faisceaux va devenir plus long que l'autre, et l'on va introduire une différence de marche. Ainsi, les deux faisceaux vont pouvoir interférer, et c'est à partir de la mesure de la phase obtenue que nous pouvons déduire les quantités qui nous intéressent, en particulier la longueur d'onde incidente.
Ainsi, la phase d'une onde plane de longueur d'onde $ \lambda$ traversant un interféromètre de différence de marche $ \Delta$ s'écrit :

$\displaystyle \phi=2 \pi \frac{\Delta}{\lambda}$ (2.1)


L'effet Doppler va apporter un décalage en longueur d'onde se traduisant de la manière suivante, en notant v la vitesse, $ \lambda_0$ la longueur d'onde au repos et $ \lambda$ la nouvelle longueur d'onde :

$\displaystyle \frac{1}{\lambda}=\frac{1}{\lambda_0}\left(1+\frac{v}{c}\right)$ (2.2)


Cette vitesse v induit une variation de phase mesurée par l'interféromètre, qui va nous permettre d'obtenir la valeur de la vitesse des vents. En effet, ces vents sont calculés en déterminant l'effet Doppler subi par la lumière que les atomes et molécules, emportés dans les masses d'air en mouvement, émettent.
Si l'on note $ \phi_0$ la phase à vitesse nulle, la variation de phase induite par la vitesse à mesurer est :

$\displaystyle \phi-\phi_0=2\pi\left(\frac{\Delta}{\lambda}-\frac{\Delta}{\lambda_0}\right)$ (2.3)

D'où l'on obtient la vitesse, en utilisant l'équation 2.2 :

$\displaystyle v=\frac{\lambda_0c}{2\pi\Delta}(\phi-\phi_0)$ (2.4)


Pour la mesure de la température, on utilise la largeur de la raie considérée. En effet, la température est définie à partir de la distribution des vitesses de chaque particule constituant le gaz atmosphérique. Ainsi, autour d'une vitesse moyenne, les différentes vitesses ont une distribution gaussienne dont il résulte une distribution similaire en longueur d'onde autour de la longueur d'onde caractéristique $ \lambda_0$ de la raie étudiée.
La température T est donc obtenue simplement depuis la mesure de la largeur w de la raie par :

$\displaystyle T = \left(\frac{w}{k}\right)^2$ (2.5)

où k est une constante physique caractéristique de la raie étudiée.

Outre ces mesures de température et de vent, les interféromètres permettent également d'obtenir les intensités des raies émises depuis l'atmosphère terrestre, et c'est cette propriété qui va nous intéresser dans le cas de Windii.

Nous allons maintenant décrire plus en détail les spécificités de cet instrument, à savoir la compensation en champ et la compensation thermique, développées pour permettre respectivement d'augmenter l'étendue géométrique de l'interféromètre, et imposer une différence de marche indépendante de la température de l'instrument.

La compensation en champ et la compensation thermique

Afin de pouvoir prendre des images des émissions lumineuses et de collecter un grand nombre de photons, il a été nécessaire d'utiliser un interféromètre à grand champ. La compensation en champ, introduite par Bouchareine et Connes (1963), consiste à rajouter une lame de verre d'indice n et d'épaisseur e dans un des bras de l'interféromètre. Ainsi, en allongeant le trajet optique dans ce bras de l'interféromètre, les rayons incidents peuvent interférer avec une différence de marche non nulle. De cette manière, on peut obtenir un champ utile de plusieurs degrés, et le gain en étendue géométrique par rapport à un interféromètre classique peut atteindre quelques centaines. Dans le cas de Windii, cette compensation en champ permet d'obtenir un champ vertical de 6°, et on verra dans la partie 2.3 que cela permet de sonder une zone couvrant 250 km d'altitude environ.

L'introduction de la lame de verre pour la compensation en champ rend l'instrument très sensible à la température. En effet, la phase d'une onde traversant un interféromètre varie en fonction de la température de l'instrument. Pour annuler ces effets de température et donc imposer une différence de marche constante, Thuillier et Shepherd (1985) ont proposé d'utiliser un "miroir compensateur", c'est-à-dire un miroir placé sur un support thermiquement dilatable. De cette manière, le miroir va pouvoir se déplacer dans le bras de l'interféromètre en sorte que la différence de marche devienne indépendante de la température.
La figure 2.2 illustre ce principe de l'interféromètre de Michelson à champ compensé et stabilisé thermiquement : la lame de verre d'indice n et d'épaisseur e permet la compensation en champ, et le miroir M1 posé sur son support thermiquement dilatable permet la compensation thermique.
Figure 2.2: Interféromètre de Michelson à champ compensé et stabilisé thermiquement.
Image michelson_compens


Les quantités apparentes

Après cette brève description de l'instrument, nous décrivons maintenant la manière dont on peut obtenir les intensités des raies d'émission à partir de l'interférogramme enregistré par Windii.

L'interférogramme engendré par un interféromètre de Michelson tel que Windii peut être représenté par la fonction suivante :

$\displaystyle S(x)=I_0\left[1 + UVcos\left(\frac{2\pi}{\lambda}(\Delta(\lambda)+x)\right)\right]+I_{B}$ (2.6)

avec les notations :
$ \bullet$
$ I_0$ : intensité totale de la raie considérée (unité : Rayleigh), qui est une intensité integrée le long de la ligne de visée
$ \bullet$
$ I_{B}$ : intensité du fond continu (en Rayleigh) sur lequel se superpose la raie considérée
$ \bullet$
$ U$ : visibilité de l'interféromètre. La visibilité est une grandeur sans dimension
$ \bullet$
$ V$ : visibilité de la raie (sans dimension), donnée par : $ V\varpropto exp\left(\frac{-\Delta^2T}{M\lambda_0^2}\right)$, où T est la température et M la masse de l'espèce chimique émettant à la longueur d'onde $ \lambda_0$
$ \bullet$
$ \lambda$ : longueur d'onde de la raie incluant l'effet Doppler à mesurer et $ \lambda_0$, la valeur au repos
$ \bullet$
$ \Delta(\lambda)$ : différence de marche de l'interféromètre à la longueur d'onde $ \lambda$
$ \bullet$
$ x$ : différence de marche variable qui permet d'engendrer un interférogramme
Après avoir généré un interférogramme en faisant varier x depuis 0 jusqu'à $ \delta$, on peut intégrer l'équation 2.6 et calculer les trois quantités suivantes :

$\displaystyle J_1$ $\displaystyle =\frac{1}{\delta}\int_0^{\delta}S(x)dx$ (2.7)
$\displaystyle J_2$ $\displaystyle =\frac{2}{\delta}\int_0^{\delta}cos\omega xS(x)dx$ (2.8)
$\displaystyle J_2$ $\displaystyle =-\frac{2}{\delta}\int_0^{\delta}sin\omega xS(x)dx$ (2.9)

où $ \omega = \frac{2\pi}{\lambda}$.

Ces trois intégrales peuvent être réécrites, lorsque $ \delta$ est un multiple de la longueur d'onde $ \lambda$, c'est-à-dire que l'on a balayé une ou plusieurs franges, de la manière suivante :

$\displaystyle J_1$ $\displaystyle =I_0+I_{B}$ (2.10)
$\displaystyle J_2$ $\displaystyle =I_0UVcos(\Phi)$ (2.11)
$\displaystyle J_3$ $\displaystyle =I_0UVsin(\Phi)$ (2.12)

avec $ \Phi$ qui est la phase de l'interféromètre, et qui s'exprime de la manière suivante, en réutilisant les notations de l'équation 2.6 :

$\displaystyle \Phi = \frac{2\pi \Delta(\lambda)}{\lambda}$ (2.13)

Ce sont ces trois quantités que l'on appelle les quantités apparentes, car integrées le long de la ligne de visée de l'instrument. Leur inversion va permettre d'obtenir les profils verticaux des taux d'émission volumiques, les vents et les températures. Nous allons voir maintenant comment sont obtenues ces trois quantités au niveau instrumental, et en quoi consiste le processus d'inversion de ces quantités apparentes.


Les données Windii

Les données utilisées dans cette étude couvrent la période comprise entre janvier 1992 et décembre 1995, soit quatre années de mesures.
Afin de mieux comprendre ce que sont ces données Windii et la manière dont elles sont obtenues, nous allons décrire dans cette section la géométrie de la mesure, les étalonnages qui ont été effectués sur celles-ci, ainsi que la manière dont on inverse les données pour obtenir les profils verticaux de taux d'émission volumiques.

Le satellite Uars vole à une altitude d'environ 590 km, c'est-à-dire au-dessus des émissions lumineuses de la thermosphère. De cette manière, Windii a la capacité de mesurer des profils verticaux en visant au limbe terrestre. La figure 2.3 montre la géométrie de la mesure, avec les profils des raies rouges et vertes de l'oxygène atomique et les altitudes des pics d'émission.
Figure 2.3: Géométrie de la mesure Windii: visée au limbe qui permet l'acquisition des profils verticaux des intensités d'émission.
Image WINDIIlimbe

L'interféromètre utilise deux directions différentes pour collecter les photons incidents, ceci pour obtenir les deux composantes du vent horizontal. Ainsi, l'instrument utilise deux champs de vue orthogonaux, l'un à 45° et l'autre à 135°. La figure 2.4 montre cette configuration de l'instrument, avec les deux téléscopes primaires sur la partie gauche qui collectent les flux othogonaux, le miroir prismatique qui les combine avant que le flux résultant n'entre au cœur de l'instrument dans l'interféromètre de Michelson. La caméra CCD est placée directement derrière l'interféromètre.

Figure 2.4: Configuration de l'instrument Windii.
Image windopti

Une fois que les photons incidents ont interféré au cœur de l'instrument, l'interférogramme produit est enregistré sur la matrice CCD. Cette matrice est composée de 256 lignes et 160 colonnes de pixels pour chacun des champs de vue. La figure 2.5 montre la géométrie de cette matrice CCD, avec les deux champs de vue de l'instrument.

Figure 2.5: Schéma du détecteur CCD de Windii.
Image CCDwindii

Ces pixels, qui sont des carrés de 30$ \mu m$ de côté, sont groupés, pour minimiser le rapport signal sur bruit, en paquets de 25 pixels de large et 2 à 8 pixels de haut. Chacun de ces pixels a une résolution verticale d'environ 1 km, ce qui représente une résolution maximale de 2 km pour Windii, et fait un champ vertical d'environ 250 km, depuis 70 km d'altitude jusqu'à un peu plus de 300 km d'altitude. Ceci représente une résolution angulaire pour chacun des champs de vue de 4 degrés horizontalement, et 6 degrés verticalement.
Cette matrice CCD permet donc d'enregistrer les mesures de l'interféromètre, et nous allons voir maintenant les étalonnages qui sont effectués sur celles-ci. Ce processus d'étalonnage est décrit en détail dans Thuillier et al. (1998).

Pendant son mode de fonctionnement normal, Windii effectue fréquemment des étalonnages (environ toutes les quinze minutes), qui consistent à mesurer le fond continu et à détecter des déviations de phase en utilisant une des quatre lampes spectrales dédiées à cet étalonnage. Quatre lampes sont nécessaires car on utilise une longueur d'onde différente adaptée à chacune des raies mesurées. Ces différentes longueurs d'onde ainsi que les espèces correspondantes sont indiquées dans le tableau 2.2.

Tableau 2.2: Les raies utilisées pour la mesure du fond continu de l'interféromètre Windii (d'après Shepherd et al. (1993))
Raies atmosphériques Filtre fond continu
$ \lambda_0$ [nm] espèce $ \lambda_c$ [nm] espèce
557,7 O1S 557,0 Kr
630,0 O1D 630,4 Ne
734,1 / 736,9 OH 738,4 Ar
732,0 O$ ^+$ 738,4 Ar
763,1 O$ _2$ 763,5 Ar

Un étalonnage plus important est réalisé une fois par semaine. Celui-ci est bien plus long car il nécessite une orbite entière, et il sert à suivre l'évolution de la sensibilité de l'instrument en fonction du temps. Il est aussi peu fréquent parce qu'il fait appel à des composants ayant une durée de vie limitée, à savoir une lampe à filament de tungstène, qui permet d'obtenir la référence photométrique, et un laser qui permet d'obtenir la référence de visibilité instrumentale nécessaire au calcul des températures.
Les différentes sources d'étalonnage utilisées par Windii pour obtenir les références de phase (étalonnage fréquent) ainsi que les références de visibilité et photométrique (étalonnage hebdomadaire), sont reportées dans le tableau 2.3.

Tableau 2.3: Sources d'étalonnage utilisées par Windii.
Mesure Source d'étalonnage
Référence de visibilité  
($ \lambda$ en nm) He - Ne (632,8)
Référence de phase Ne (630,4)
($ \lambda$ en nm) Kr (557,0)
  Ar (738,4) et (763,5)
Référence Lampe à ruban
photométrique de tungstène


Les données utilisées pendant ce travail de thèse sont celles des fichiers L2FD, produits au format HDF à l'Université de York et distribués par le Centre National D'Études Spatiales et qui contiennent, pour une journée donnée, les profils en altitude des taux d'émission volumiques et des températures issues des mesures du champ de vue à 135°.
Le traitement des images prises par la matrice CCD se déroule en quatre temps :

  1. soustraction du courant d'obscurité
  2. conversion du nombre de coups mesurés en unités géophysiques
  3. soustraction du fond continu
  4. calcul et inversion des quantités apparentes
La première étape consiste à soustraire le courant d'obscurité des images prises par chaque groupe de pixels. Ce courant d'obscurité est un signal parasite, manifestation des charges créées par l'agitation thermique. Il est mesuré pendant la phase d'étalonnage "léger" qui a lieu toutes les quinze minutes environ.

La deuxième étape permet de convertir les mesures brutes du nombre de coups comptés par chaque groupement de pixels en unité géophysique interprétable : le Rayleigh (1 R = 10$ ^6$ photons.s$ ^{-1}$.cm$ ^{-2}$).
Cette deuxième étape fait appel à la sensibilité de l'instrument, et donc à l'étalonnage hebdomadaire qui suit l'évolution de celle-ci en fonction du temps.

La troisième étape du processus permet de soustraire le fond continu, c'est-à-dire toutes les émissions qui ne proviennent pas de la raie considérée. Cette mesure de fond continu est effectuée juste avant la mesure de l'émission atmosphérique, et pour les phénomènes diurnes considérés, les deux principales sources de rayonnement parasite sont la rétrodiffusion de la lumière par les nuages et la diffusion Rayleigh par l'atmosphère.

La dernière étape consiste à calculer les quantités apparentes qui ont été définies dans la partie 2.2, puis à les inverser pour obtenir les profils en altitude des taux d'émission volumiques des températures et des vents. Cette inversion est décrite en détails dans Shepherd et al. (1993), et nécessite l'approximation de l'atmosphère par une succession de couches sphériques concentriques et homogènes. Elle met en œuvre la résolution du système d'équations défini par les quantités apparentes en utilisant la méthode des moindres carrés. Des poids statistiques sont également appliqués, correspondant aux erreurs de mesures.

Réduction des données Windii

L'interféromètre Windii effectue une mesure par minute, ce qui représente 87 mesures en moyenne par orbite, sur 15 orbites par jour. J'ai donc choisi pendant ce travail de thèse d'extraire les grandeurs les plus pertinantes de ce grand nombre de données, pour étudier le comportement global des émissions, c'est-à-dire l'intensité du maximum d'émission de la raie, et l'altitude à laquelle survient ce maximum d'émission.


Traitement des profils des raies

Pour extraire les maximums (altitude et intensité) des mesures enregistrées par Windii, j'ai écrit un programme permettant de faire un ajustement par la méthode des moindres carrés sur les profils d'émission. J'ai choisi d'utiliser deux fonctions différentes pour ajuster les deux raies étudiées.


Raie rouge

Pour l'émission à 630,0 nm, on peut noter que toutes les sources de production sauf une (la photodissociation des molécules neutres), sont concentrées dans une même couche d'altitude, ce qui donne une forme de gaussienne assymétrique dont le centre est situé à une altitude légèrement supérieure à 200 km. Nous avons donc utilisé cette fonction pour ajuster les mesures Windii. Cette fonction a la forme suivante (Thuillier et al. (1992)):

$\displaystyle \eta(z)=\eta_{max}exp\left(-\frac{1}{2}\left(\frac {z-z_{max}}{x_1+x_2z}\right)^2\right)$ (2.14)

où $ \eta $ est le taux d'émission volumique, z est l'altitude de l'émission, $ x_1$ et $ x_2$ sont calculés à partir de $ w1$ et $ w2$ qui représentent la largeur basse et haute du profil (voir figure 2.6).


Raie verte

Pour la raie à 557,7 nm et en particulier le pic thermosphérique, j'effectue un ajustement avec un profil de type Chapman, qui a été introduit par Maharaj-Sharma (2002) et qui est représenté par une fonction dérivée de celle de Chapman (Chapman (1931)). La bonne adéquation du profil du pic thermosphérique avec cette fonction a été discuté dans Maharaj-Sharma et Shepherd (2003).
Ce profil est décrit de la manière suivante :

$\displaystyle \eta(z)=\eta_{max}exp(1-b-exp(b))$ (2.15)

où $ b=\frac{z-z_{max}}{H}$, avec H la hauteur d'échelle du profil de Chapman.

Figure 2.6: Exemple des fonctions d'ajustement utilisées pour modéliser les émissions de la raie rouge (figure du haut) et du pic thermosphérique de la raie verte (figure du bas).
Image fitsraies

Les exemples de la figure 2.6 montrent la bonne adéquation entre les profils théoriques utilisés pour l'ajustement des raies et les mesures Windii. Le panneau du haut correspond à l'émission de la raie rouge et celui du bas au pic thermosphérique de la raie verte. Les croix représentent les mesures Windii et la courbe en trait continu représente la fonction d'ajustement correspondante.
L'écart maximum qui a été observé entre la fonction d'ajustement et les mesures de l'interféromètre, et ceci quelque soit l'altitude considérée, est de moins de 10%.


Moyenne zonale

Une fois cette extraction des maximums (intensité et altitude) d'émission effectuée, j'ai été amené à considérer dans certains cas l'utilisation de moyennes zonales. En effet, la période de rotation de Uars est de 96 minutes et la précession de son orbite est d'environ 20 minutes par jour. Ce qui signifie que la même latitude sera survolée pratiquement au même temps local une fois de jour, et une fois de nuit, environ 15 fois par 24 heures.

Or il a été mis en évidence l'influence des processus dynamiques associés aux variations longitudinales, comme les effets de marées atmosphériques ou des ondes planétaires, sur les émissions de l'oxygène atomique. En effet, Shepherd et al. (1997) ont montré l'action de ces phénomènes sur l'émission nocturne de la raie verte, et Thuillier et al. (2002) ont mis en évidence ces effets sur les émissions nocturnes de la raie rouge. Les influences sur les émissions diurnes de la raie verte ont quant à elles été étudiées par Shepherd et al. (1997) et Maharaj-Sharma et Shepherd (2003).

Ainsi, pour négliger l'influence de ces processus dynamiques et étudier les effets du flux solaire et de l'angle solaire zénithal sur les émissions, j'ai choisi d'effectuer une moyenne zonale sur les données Windii.
Pour calculer ces moyennes, j'ai développé un programme qui a la structure suivante :
Il est à noter que les mesures prises en compte dans la moyenne zonale sont éloignées au maximum de 20 minutes en temps local, ce qui correspond à des différences de moins de 3° en angle solaire zénithal au niveau de l'équateur, et moins de 5° à une latitude de 60°.

Un exemple de moyenne zonale est représenté sur la figure 2.7, qui montre les mesures de la raie rouge pour le 29 avril 1992. Sur cette figure, les points représentent les taux d'émission volumiques, obtenus après ajustement par la fonction de Chapman (c.f. 2.4.1) des profils verticaux mesurés par Windii, et la courbe représente la moyenne zonale correspondante.
Figure 2.7: Mesures Windii de la raie rouge prises le 29 avril 1992 (Ap=7, f10.7=191.7). Les points représentent le taux d'émission volumique, tracé en fonction de la latitude, et la courbe représente la moyenne zonale correspondante. Les barres d'erreur indiquent l'écart type.
Image moyennezonale

Apports du travail de thèse pour le traitement des données Windii

Plusieurs outils ont été mis en place pendant ma thèse pour faciliter le traitement des données Windii. Nous avons vu en particulier au travers de ce chapitre que j'ai développé des routines permettant le traitement des profils des raies, et l'extraction des grandeurs les plus pertinantes, à savoir l'intensité et l'altitude du maximum d'émission.
J'ai ainsi développé un programme d'ajustement des profils des raies, en utilisant une forme propre à chacune des émissions, puis j'ai écrit une routine de tracé des résultats afin de vérifier la bonne adéquation entre le profil et la fonction d'ajustement. Ces programmes permettent maintenant d'obtenir facilement les intensités et altitudes des émissions de la raie rouge et de la raie verte à partir des données Windii.

J'ai ensuite mis en place un traitement supplémentaire permettant de calculer les moyennes zonales sur ces quantités. Ce calcul se fait en plusieurs étapes, comme décrit au paragraphe 2.4.2. J'ai également créé les routines de visualisation des résultats pour pouvoir vérifier le bon déroulement de ce calcul des moyennes zonales, à chacune des étapes du traitement.

Enfin, dans le but de gagner du temps sur l'analyse des mesures, j'ai automatisé toute la chaîne de traitement des données, depuis la lecture des fichiers au format HDF jusqu'au calcul des moyennes zonales. Ce développement permet maintenant de traiter rapidement un grand nombre de fichiers, ce qui autorise de faire des études statistiques sur celles-ci, comme nous le verrons dans les deux derniers chapitres.

Ce travail de thèse aura donc permis de mettre en place toute une chaîne de traitement des données de l'interféromètre spatial Windii, et nous disposons maintenant d'outils efficaces pour l'analyse de ces mesures, autorisant des études statistiques sur un grand nombre de fichiers.














Dans ce deuxième chapitre a été exposé l'interféromètre spatial Windii. Ont été présentés en particulier le principe de la mesure par interférométrie, ainsi que le traitement spécifique que nous avons appliqué aux données des raies d'émissions de l'atome d'oxygène. Nous présenterons dans le prochain chapitre le modèle d'ionosphère Transcar, et les deux derniers chapitres seront consacrés aux résultats obtenus grâce à ces outils, qui ont permis de quantifier l'action de l'activité solaire et de l'activité magnétique sur les émissions de l'oxygène atomique.