Le flux reçu par le satellite, à une longueur d'onde )., est :

I().) = lo(À) e- 1:; a'j ().) NI
OÙ lo(À) est le flux solaire hors de l'atmosphère, O'i(À) la section efficace du constituant d'in-
dice i de l'atmosphère et Ni le nombre total d'atomes d'espèce i dans une colonne de 1 cm2
axée sur la lignée de visée.

  La densité atmosphérique décroissant de façon quasi exponentielle avec l'altitude, le nom-
bre d'atomes absorbants est à peu près :
Ni ~ nl(z) X A. Hi 2 1t
OÙ R est le rayon de la Terre et Hi la hauteur d'échelle.

  L'absorption due à un absorbant est donc proportionnelle à la densité de cet absorbant au
point M de la figure ci-dessus.

  Grâce aux variations importantes de O'I(À) qui se produisent lors du franchissement des diffé-
rents seuils d'ionisation, la mesure de I(À)/Io (À), à plusieurs longueurs d'onde, permet de
distinguer entre les différents absorbants et de calculer leur densité ni(z) en fonction de l'altitude du point M observé. Comme


on peut déterminer la température à partir de la hauteur d'échelle observée.

  Les longueurs d'onde dont l'absorption est observable à bord de D2B permettront ainsi de
déterminer la densité de N2, O2 et O entre 100 et 400 km d'altitude. Cette méthode de détermina-
tion de la composition locale semble être la plus puissante actuellement.

  En effet, les mesures de la force de freinage sur les satellites ne donnent que la densité to-
tale. Cette mesure n'est d'ailleurs locale que si l'on utilise un accéléromètre embarqué.

  Les mesures de composition fournies par Ies spectromètres de masse semblent, de leur
côté, entachées d'erreurs d'interprétation dues à l'interaction entre le milieu et l'appareil de
mesure.

  On déterminera donc, de façon systématique, la température et la composition locales
à deux instants précis de la journée: 6 h et 18 h locales. Les deux ensembles de données ne
sont pas affectés par la variation diurne tout en permettant d'en évaluer l'importance. Le para-
mètre principal est alors l'énergie solaire absorbée dans la haute atmosphère. Cette énergie
appartient au domaine ultraviolet et varie beaucoup avec l'activité solaire. Il est donc très
intéressant de déterminer sa valeur et sa répartition spectrale exacte. Or, on ne dispose, au
sol, que d'estimations basées sur la mesure du flux radioélectrique solaire à la longueur d'on-
de de 10 cm associée à l'emploi d'une formule de corrélation empirique. Une utilisation particu-
lière des spectromètres de D2B permettra la mesure systématique du flux réel.

1.3.2.3. Résultats attendus

  Le satellite D2B semble bien adapté à une mission du type de celle que nous venons de
décrire puisque son axe est orienté, en permanence, vers le Soleil. Cependant, la place dis-
ponible est très restreinte et les performances de pointage sont insuffisantes.

  Ces insuffisances du véhicule ne peuvent, même au prix d'acrobaties techniques au ni-
veau des instruments embarqués, être que partiellement compensées. Les performances obte-
nues sont donc obligatoirement limitées et le programme d'observation doit en tenir compte. Ces
limitations portent essentiellement sur les résolutions spectrale et spatiales obtenues, qui sont
respectivement de 16 Angstroms et 1 minute d'arc environ.

  Par contre, le principe de l'appareil réalisé permet de changer de longueur d'onde très rapi-
dement.

  En ce qui concerne les observations solaires, nous aurons donc accès à un domaine spec-
tral très étendu à l'intérieur duquel seules les raies d'émission les plus intenses peuvent être
utilisées. La résolution spatiale est bien adaptée à l'étude de l'activité. En fonction du temps,
on pourra observer l'évolution à long terme (environ 1 mois) de zones actives individuelles.
Les éruptions brutales, dont la durée peut varier de 5 à 30 minutes, pourront être observées
dans la mesure où elles auront été prévues avec une résolution temporelle satisfaisante (30
secondes).


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