LESIA - Observatoire de Paris

RPWS/HFR, un récepteur programmable

Baptiste Cecconi — 2011-10-04T08:04:41Z

Le récepteur RPWS/HFR est constitué de 2 récepteurs analogiques débouchant sur une partie numérique qui traite le signal en temps réel. Chacun des récepteurs est connecté à une entrée sélectionnée parmi les 3 antennes électriques de l'expérience RPWS. Ces 3 antennes sont nommées +X, –X et Z (voir la figure 1).

Cet article détaille les différents paramètres de l'instrument. Pour une discussion sur la méthodologie d'analyse (étalonnage, traitements de données) voir cet article.

Antennes électriques

Les antennes +X et –X peuvent être utilisées simultanément en formant un dipôle que l'on notera D. Les deux entrées E_x et E_z peuvent donc être connectées aux antennes suivantes :

– entrée E_x : antenne +X, –X, D ou aucune.

– entrée E_z : antenne Z ou aucune.

La sonde Cassini et les antennes électriques de l'expérience RPWS. (...)" />
Figure 1.: La sonde Cassini et les antennes électriques de l'expérience RPWS. Les 3 antennes électriques (+X, –X et Z) sont nommées en référence à la nomenclature des axes du repère de la sonde. Chaque monopôle mesure 10m de long. L'antenne Z est dans le plan (y,z), incliné de 37 degrés par rapport à z vers l'axe y. Les antennes +X et–X sont symétriques par rapport au plan (y,z) et sont séparées de 120 degrés. Le plan formé par les antennes +X et –X fait un angle de 70 degrés avec l'antenne Z. Les deux monopôles +X et –X peuvent être électriquement associés pour obtenir un dipôle noté D. Figure extraite de [Cecconi et Zarka, Radio Science, 2005.]

Gamme de fréquence

Chaque récepteur contient 5 bandes d'analyses nommées A, B et C, H1 et H2 couvrant toute la gamme 3.5kHz-16.125MHz.

– La bande A couvre la gamme 3.5-16kHz, la bande B 16-71kHz et la bande C 71-190kHz. Chacune de ces bandes peut être analysée selon 8, 16 ou 32 canaux espacés de manière logarithmique.

– Les bandes H1 et H2 sont constituées d'une bande de largeur spectrale 25kHz dont la fréquence centrale est ajustable à l'aide d'un oscillateur. Pour la bande H1, la fréquence centrale peut varier de 100kHz à 4125kHz par pas de n×25kHz (n≥1). Pour la bande H2, la fréquence centrale peut varier de 125kHz à 16125kHz par pas de n×50kHz (n≥1). La bande H2 n'est donc couverte que de manière discontinue. L'analyse des mesures H1 et H2 peut être faite sur 1, 2, 4, ou 8 canaux espacés linéairement dans la bande de 25kHz. Notons que les bandes H1 et H2 sont toujours programmées de manière à ce que leurs gammes de fréquences ne se recouvrent pas.

En ce qui concerne la résolution temporelle, les bandes A, B et C peuvent avoir des temps d'intégration de 125, 250, 500 ou 1000ms, la bande H1, des temps d'intégration de 20, 40, 80 ou 160ms et la bande H2, des temps d'intégration de 10, 20, 40 ou 80ms. Notons bien que ces temps d'intégration ne sont pas les temps d'acquisition mais la somme du temps d'acquisition (où le signal est effectivement enregistré) et du temps d'analyse (qui dépend des opérations effectuées pendant une analyse). Le temps réel d'acquisition représente 22%, 9%, 2.6% et 19% du temps d'intégration respectivement pour les bandes A, B, C et H1/H2. Le temps d'intégration peut être vu comme l'intervalle entre le début d'une mesure et le début de la suivante.

Enfin, plusieurs types de mesures sont possibles. HFR contient un DSP (processeur de traitement du signal) qui peut calculer à chaque mesure les autocorrélations des 2 entrées (xE_x*> et zE_z*>) et l'intercorrélation complexe des 2 entrées (Re[xE_z*>] et Im[xE_z*>]). La série de mesure instantanée constituée de ces 4 valeurs est appelée “mesure 2–antennes”.

Dynamique et sensibilité

L'étage analogique du récepteur (qui effectue le filtrage en fréquence) contient une boucle d'asservissement qui permet d'ajuster automatiquement le gain du récepteur de façon à fournir un signal de niveau constant sur la rampe d'échantillonnage analogique–numérique (ADC, Analog to Digital Converter) qui se trouve en entrée de la partie numérique du récepteur (Figure 2). Cet ajustement automatique est appelé CAG (Contrôle Automatique de Gain). Ainsi, la qualité de la numérisation dépendra peu du niveau du signal. Le temps caractéristique d'ajustement du gain du CAG est de l'ordre de 1ms. Ces signaux numérisés (sur 32 bits) sont filtrés puis intégrés en auto- et/ou en intercorrélations dans le DSP. Ces dernières mesures sont ensuite compressées sur 8 bits selon un codage pseudologarithmique (appelé “compression–log” par la suite). Le système CAG/compression–log permet d'atteindre une dynamique d'environ 90dB.

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Figure 2.: Schéma de principe de la boucle de CAG et du DSP du récepteur RPWS/HFR. Sur chacune des deux voies analogiques Ex et Ez, une boucle de CAG ajuste le niveau du signal en entrée des ADC. La partie numérique, programmée dans le DSP, effectue l'intégration en auto- ou intercorrélations puis la compression–log des mesures. En amont des entrées Ex et Ez se trouvent les antennes et leurs pré-amplis. Les filtres passe–bande permettent de sélectionner la bande d'analyse. En sortie, le DSP envoie au DPU (Digital Processing Unit ; ou unité de traitement numérique en français) 6 mots de 8 bits à chaque mesure 2-antennes (agcX, agcZ, autoX, AutoZ, crossR et crossI) ainsi que 2 bits de signes (signes de CrXZ et CiXZ) qui n'ont pas été représentés sur le schéma. Figure Extraite de la thèse de doctorat de B. Cecconi (Chapitre 3).

La sensibilité du récepteur RPWS/HFR est conforme aux spécifications initiales : le bruit du récepteur est de l'ordre de 7nV/Hz^1/2. Pour comparaison, les récepteurs radio basse fréquence des satellites Cluster ont une sensibilité de 100nV/Hz^1/2 et celui du satellite Wind, 10nV/Hz^1/2. Cette grande sensibilité nous permet d'envisager la mesure du rayonnement radio galactique pour des fréquences supérieures à 200kHz.

Mode Goniopolarimétrique

Comme on vient de le voir, le récepteur est complètement programmable. Pratiquement toutes les combinaisons des paramètres décrits plus haut sont possibles. Il revient donc aux opérateurs scientifiques du projet de définir les modes opératoires en fonction des différentes observations. Un mode opératoire est une configuration de balayage en fréquence (bandes actives, nombre de canaux par bande, etc), de résolution temporelle (temps d'intégration), d'antennes sélectionnées en entrées et de type de corrélations effectuées par le DSP.

L'analyse goniopolarimétrique nécessite les autocorrélations aux bornes des 3 antennes et deux intercorrélations complexes. Une mesure instantanée de HFR ne peut produire que 4 mesures au maximum (2 autocorrélations et 1 intercorrélation complexe). Un mode opératoire a été défini pour obtenir des données goniopolarimétriques en effectuant successivement les 4 mesures sur deux couples d'antennes différents. C'est ce qu'on appelle le mode “GP” (pour Goniopolarimétrie).

Ce mode consiste donc à enregistrer les autocorrélations sur +X et Z et l'intercorrélation correspondante au cours d'une première mesure et les autocorrélations sur –X et Z et l'intercorrélation correspondante au cours d'une seconde mesure effectuée immédiatement après. Le récepteur RPWS/HFR étant capable de changer instantanément de mode opératoire aussi souvent qu'à chaque mesure, cet échange d'antenne sur l'entrée Ex à chaque mesure ne pose techniquement aucun problème. On obtient alors 8 mesures. L'autocorrélation sur l'antenne Z est mesurée 2 fois. On a donc bien les 7 mesures nécessaires à l'inversion goniopolarimétrique. La série de 8 mesures du mode GP est appelée “mesure 3–antennes”.

Les deux mesures 2–antennes successives sont séparées d'un laps de temps qui dépend de la résolution temporelle choisie pour le mode. Ce décalage temporel peut varier de 125ms à 1s dans les bandes A, B et C, et de 20 à 160ms dans la bandes H1 (la bande H2 n'est en pratique pas utilisée en mode GP puisque les fréquences correspondantes ne respectent pas l'hypothèse de dipôle court nécessaire à la goniopolarimétrie). Une mesure 3–antennes se fait donc en moins de 300ms dans la bande H1 à comparer aux 12 secondes nécessaires à l'analyse goniopolarimétrique dans le cas d'Ulysses. Enfin, puisque l'acquisition d'un spectre nécessite le balayage de toute la gamme de fréquence de RPWS/HFR, 2 mesures 3–antennes à la même fréquence sont espacées d'1 à 2 minutes.

RPWS/HFR, méthodologie

Baptiste Cecconi — 2011-10-04T08:04:26Z

Le récepteur radio RPWS/HFR (Radio and Plasma Waves Science/High Frequency Receiver) enregistre simultanément les auto- et intercorrélations des signaux mesurés sur 2 antennes électriques. Afin d'analyser ces mesures, il faut étalonner l'outil de mesure que constitue le récepteur et les antennes. Les mesures étalonnées pourront alors être traitées à l'aide de divers algorithmes, comme la goniopolarimétrie pour étudier les ondes électromagnétiques venant de sources distantes, ou bien la spectroscopie du bruit quasi-thermique pour étudier les paramètres locaux du plasma.

Etalonnage

L'étalonnage de l'instrument doit permettre de reconstruire a posteriori le signal capté par les antennes. Il faut donc étalonner chaque maillon de la chaîne de réception : antennes, préamplificateurs, et récepteur.

– Etalonnage du préamplificateur et du récepteur

Cet étalonnage est effectué au sol, avant le lancement. Comme le récepteur RPWS/HFR mesure des auto- et intercorrélations entre les signaux mesurés sur ses deux voies d'analyses, il faut étalonner la chaine de réception à la fois en gain et en phase. On effectue cet étalonnage en envoyant des signaux synthétique dans la chaine de réception et on analyse ensuite les résultats. La figure ci-dessous montre les résultats des mesures de phases pour les sous-bandes HF1 et HF2.

Différence de phase introduite par le récepteur (préamplificateur (...)" />
Mesure des déphasages des différentes voies du récepteur RPWS/HFR: Différence de phase introduite par le récepteur (préamplificateur récepteur) pour la partie haute fréquence du récepteur Cassini/RPWS/HFR. Les trois configurations d'antennes possibles sur cette voie d'analyse ont été étalonnées (trait plein : antenne +X ; trait pointillé court : antenne −X ; trait pointillé long : dipole ±X). En trait gras, les mesures pour le sous-récepteur HF1, en trait fin, pour HF2.

– Etalonnage des antennes (longueur effective)

On doit aussi étalonner les longueurs effectives des antennes. En effet, le corps du satellite, dont la taille est comparable à celle des antennes (∼10m), va perturber la réponse des antennes. On schématise donc l'antenne, le satellite et le récepteur comme un diviseur de tension (voir la figure ci-dessous).

L'onde électromagnétique impose une différence de potentiel (...)" />
Schéma électrique équivalent d'une chaîne de réception radio.: L'onde électromagnétique impose une différence de potentiel V_h le long de l'antenne. L'antenne est modélisée par son impédance d'antenne Z_a et sa capacité de base C_b. Le récepteur détecte une tension V′_h. Figure tirée de la thèse de B. Cecconi [2004].

Le calcul de la longueur effective h' se fait à l'aide d'une source connue. On utilise pour cela le rayonnement galactique, dont on a modélisé la forme du spectre (l'intensité en fonction de la fréquence).

– Etalonnage des antennes (direction effective)

Enfin, pour pouvoir traiter les données avec les routines goniopolarimétriques, il faut aussi connaître la direction effective de chaque antenne (qui est différente de la direction physique de l'antenne à cause du corps du satellite, comme pour le cas précédent). Les directions effectives des antennes de Cassini/RPWS/HFR ont été étalonnées à plusieurs reprises (voir les détails dans cet article) :

à l'aide de codes numériques où l'on modélise la forme du satellite et on simule la réponse du système lors du passage d'une onde électromagnetique ;

en cuve rhéométrique, avec un modèle réduit de la sonde ;

lors du survol de Jupiter par Cassini (en 2000-2001), les émissions radio de Jupiter ont été utilisées comme source étalon. Le sonde Cassini était suffisamment loin de Jupiter pour faire l'hypothèse que la position des sources radios étaient confondue avec celle de la planète. Connaissant la position des sources radio, on a pu inverser le système et obtenir les direction effective des antennes ;

lors de la phase d'arrivée à Saturne, début 2004, la même opération a été effectuée, en utilisant cette fois les émissions radio de Saturne comme source étalon.

Les résultats de ces différents étalonnages sont cohérents. Mais on ne peut pas s'abstenir de la phase d'étalonnage en vol. C'est souvent une étape difficile, car il faut trouver une source étalon fiable et bien connue. Cependant, c'est la seule manière d'étalonner l'instrument réel.

Directions et longueurs physiques (en gras noir) et effectives (en (...)" />
Antennes électriques de Cassini: Directions et longueurs physiques (en gras noir) et effectives (en pointillé gras gris) des antennes électriques de Cassini.

Méthodes d'analyse

– Goniopolarimétrie

Le récepteur RPWS/HFR est un récepteur goniopolarimétrique. Les mesures qu'il fournit permettent de remonter à la direction d'arrivée, la polarisation et le flux des ondes électromagnétiques observées. Les mesures de flux et de polarisation sont mises à disposition sur cette page.

En utilisant un modèle de champ magnétique, il est aussi possible de remonter à la position tridimensionnelle des sources radio aurorales de Saturne. Nous produisons ainsi des cartes de position de source radio aurorales qui sont comparées aux autres observations d'aurores de Saturne, comme celles obtenues avec le télescope spatial Hubble ou l'instrument UVIS de la sonde Cassini. Ces données devraient être mises en ligne prochainement.

– Bruit Quasi-thermique

Le récepteur HFR permet aussi de mesurer les paramètres locaux du plasma, lorsque la densité locale est suffisamment élevée. Ainsi, lors de chaque survol de Saturne, la sonde Cassini se rapproche de la planète et on voit apparaître la signature des effets de résonances entre l'antenne et le plasma ambiant, caractéristique du bruit thermique. Voir par exemple sur ce spectre dynamique, en dessous de 100 kHz.

La mission Cassini-Huygens

Baptiste Cecconi — 2010-12-01T09:54:53Z

La mission Cassini–Huygens a été lancée le 15 octobre 1997. C'est une mission couplée NASA–ESA destinée à l'exploration de Saturne et de son environnement. Elle est entrée en orbite autour de Saturne le 1er juillet 2004.

La sonde Cassini–Huygens est atypique à de nombreux points de vues. C'était à l'époque la plus grosse sonde jamais envoyée dans l'espace (6 tonnes dont la moitié de carburant, 4 mètres de diamètre, 12 mètres de long). Elle emporte avec elle 18 expériences destinées à étudier Saturne, ses anneaux, sa magnétosphère, ses satellites et plus particulièrement Titan. La contribution de l'ESA est concentrée dans le module Huygens qui porte 6 des 18 expériences et qui est consacré à l'étude du satellite Titan. Ce module a été largué le 25 décembre 2004 pour plonger avec succès dans l'atmosphère de Titan le 14 janvier 2005.


Vue d'artiste de la sonde Cassini: Credit : NASA

Le voyage de la Terre à Saturne aura duré un peu moins de 7 ans. Il aurait été impossible d'envoyer un engin de la masse de Cassini directement de la Terre à Saturne en si peu de temps. Aucune fusée n'aurait été assez puissante pour lui donner l'impulsion suffisante. La route de Cassini–Huygens a donc été jalonnée de rencontres planétaires qui ont été utilisées pour accélérer la sonde par effet de fronde gravitationnelle. Cassini–Huygens a survolé Vénus deux fois (les 26 avril 1998 et 24 juin 1999), la Terre (le 18 août 1999) et enfin Jupiter (le 30 décembre 2000). Ces survols furent autant d'occasions de tester les instruments avant l'arrivée à Saturne. Plus particulièrement, le survol de Jupiter a permis pour la première fois des observations simultanées dans l'environnement jovien depuis deux sondes spatiales : Cassini–Huygens et Galileo.

Le LESIA est impliqué dans plusieurs expériences de la mission Cassini-Huygens :

– DISR sur Huygens

– CIRS sur Cassini

– RPWS/HFR sur Cassini

– VIMS sur Cassini

RPWS/HFR sur Cassini

Baptiste Cecconi — 2010-12-01T09:53:49Z

L'expérience RPWS

L'expérience RPWS (Radio and Plasma Wave Science) est composée d'une série d'antennes et de senseurs qui peuvent être reliés à différents récepteurs. On dénombre ainsi 3 antennes électriques de 10m (dont 2 peuvent être couplées en un dipôle), un détecteur de champ magnétique triaxial et une sonde de Langmuir. Ils sont tous associés à des préamplificateurs spécifiques permettant d'ajuster les niveaux de sorties des senseurs aux niveaux d'entrées des récepteurs. Les mesures sont enregistrées à l'aide de 5 récepteurs :

HFR Un récepteur haute fréquence couvrant la gamme 3.5kHz-16.125MHz connecté aux antennes électriques.
WBR Un récepteur de forme d'onde (10 kHz ou 80kHz de bande passante) permettant l'acquisition à de la forme d'onde en utilisant les senseurs électriques ou magnétiques.
MFR Un récepteur moyenne fréquence couvrant la gamme 25Hz-12.6kHz associé à 1 senseur parmi 4 (2 magnétiques et 2 électriques).
WFR Un récepteur basse fréquence de forme d'onde couvrant la gamme 0.1Hz-2.5kHz mesurant simultanément trois axes magnétiques et deux axes électriques.
LP Le récepteur associé à la sonde de Langmuir.

Les mesures issues de ces 5 récepteurs sont transmises au DPU (Digital Processing Unit). Le DPU se charge de la partie numérique du traitement des données, sauf pour HFR qui intègre son propre DSP (processeur de traitement du signal). Le DPU prend aussi en charge l'interface avec les modules de télémesure de la sonde.

L'instrument RPWS/HFR

Le récepteur RPWS/HFR (appelé aussi Kronos dans la nomenclature du CNES) est un récepteur radio permettant l'acquisition de données spectrotemporelles dans la gamme 3.5kHz-16.125MHz. Les paramètres détaillés du récepteur sont décrits sur cette page, tandis que la méthodologie d'analyse (étalonnage, traitements) est décrite ici. Ce récepteur a été conçu puis construit au pôle plasma du LESIA. Il a hérité des techniques déjà développées dans ce laboratoire pour les récepteurs radio URAP (embarqué sur la sonde Ulysses) et Waves (embarqué sur la sonde WIND).

Une des particularités du récepteur HFR-Kronos réside dans sa capacité à effectuer des mesures goniopolarimétriques. Cela permet aux chercheurs de pouvoir retrouver, à chaque instant, la direction d'arrivée de l'onde (et donc la direction dans laquelle se trouve la source radio), le flux de l'onde et son état de polarisation (qui donne des informations sur les processus d'émissions et de propagation). Le fait que ce type d'analyse soit possible sur des mesures instantannées (la précision temporelle est de l'ordre de quelques dizaines de millisecondes) est nouveau pour le domaine radio : le récepteur URAP de la sonde Ulysses permettait de faire de telles mesures, mais seulement en utilisant au moins 12 secondes de données successives (il fallait donc que l'émission observée reste stable pendant cette période).

Les données produites par ce récepteur radio sont extrêmement fructueuses. De nombreuses études ont été publiées par (ou en collaboration avec) l'équipe RPWS/HFR du LESIA sur la magnétosphère de Saturne mais aussi sur les éclairs d'orages de Saturne, sur l'interaction magnétique entre Saturne et ses satellites naturels (comme Titan et Encelade), mais aussi sur les magnétosphères de Jupiter, de la Terre, ainsi que sur les émissions radio solaires.

Contribution du LESIA et de ses partenaires

Pr. Donald A. Gurnett (University of Iowa, Iowa, USA) est le principal investigateur (PI) du projet.

Les instituts suivants ont été impliqués dans le développement de l'instrument RPWS et suivent le déroulement de la mission :

Université d'Iowa, USA.

LESIA / Observatoire de Paris, France.

LPP-CNRS-Ecole Polytechnique, France.

LATMOS-CNRS-IPSL, France.

Goddard Space Flight Center-NASA, USA.

Université de Minnesota, USA.

Institut de Recherche Spatiale d'Uppsala, Suède.

Université de Sheffield, Royaume-Uni.

Space Research Institute de Graz, Autriche.

Personnels scientifiques du LESIA impliqués dans RPWS/HFR (Mise à jour Juin 2014)
Personnels scientifiques du LESIA impliqués dans RPWS/HFR
Nom	Responsabilités
P. Zarka	Co-Investigateur
A. Lecacheux	Co-Investigateur
B. Cecconi	Co-Investigateur
L. Lamy	Co-Investigateur
A.-L. Gautier	Scientifique Associée
P. Schippers	Post-Doc
R. Prangé	Scientifique Associée
M. Moncuquet	Scientifique Associé
N. Meyer-Vernet	Scientifique Associée

De nombreuses personnes ont également participé au développement de l'instrument depuis les premiers plans vers la fin des années 80. Le tableau ci-dessous dresse une liste des personnes qui ont activement participé à la mise au point de l'instrument.

Personnels techniques du LESIA impliqués dans RPWS/HFR (Mise à jour Juin 2014)
Personnels techniques du LESIA impliqués dans RPWS/HFR
Nom	Responsabilités
B. Manning (décédé)	Concepteur et premier chef de projet
N. Monge (retraité)	Chef de projet, tests, intégration et étalonnages
D. Carrière (retraité)	carte analogique
P. Fédou	Logiciel de vol
L. Belmont	Logiciel de vol
C. Guériau	fabrication et approvisionnement
P.-L. Astier
M. Dekkali

Résultats DISR publiés en avril 2008

Bruno Bézard — 2010-01-07T11:04:46Z

En avril 2008, paraissait un numéro spécial de Planetary and Space Science « Titan as seen by Huygens » consacré aux dernières analyses des données enregistrées par la sonde Huygens. Les co-investigateurs du LESIA ont participé à l'analyse des données DISR et ont collaboré à trois articles de ce numéro spécial.

Abondance du méthane près de la surface et réflectivité de la surface

Grâce à sa lampe de surface, DISR a obtenu, à une altitude de 25 m, un spectre de réflectivité de la surface sur lequel se superposent les bandes d'absorption du méthane. En utilisant de nouvelles mesures en laboratoire dans des conditions proches de celles de ce spectre avec lampe, il a été possible de déterminer très précisément la fraction molaire du méthane à la surface, 5,1%, ce qui correspond à une humidité proche de 50%. La valeur déduite d'un spectre de la surface éclairée par la lampe à 45 cm de distance (90 sec après l'atterrissage) conduit à une valeur similaire, ce qui exclut tout dégazage important dû à l'atterrissage.

Quant à la réflectivité de la surface, elle est maximale dans le rouge, vers 800 nm de longueur d'onde, et rappelle, dans le domaine visible, celles des « tholins », ces analogues des aérosols produits en laboratoire. On observe dans l'infrarouge une absorption vraisemblablement due à la glace d'eau à la longueur d'onde de 1540 nm. Cette absorption est plus prononcée dans le spectre après atterrissage que dans celui enregistré à 25 m d'altitude, ce qui indique une hétérogénéïté de la surface. Mais la caractéristique la plus inattendue de ces spectres est une décroissance régulière de la réflectivité de 800 à 1500 nm. Ceci reste aujourd'hui inexpliqué et des travaux sont en cours pour évaluer si des mélanges de glace et de certains composés organiques peuvent reproduire ces caractéristiques spectrales.


Spectre infrarouge de la surface de Titan éclairée par la lampe de DISR: Le spectre de la surface éclairée par la lampe à 25 m d'altitude est comparé à des calculs correspondant à plusieurs valeurs de la fraction molaire du méthane gazeux

Référence : D. Jacquemart, E. Lellouch, B. Bézard, C. de Bergh, A. Coustenis, N. Lacome, B. Schmitt, M. Tomasko 2008. New laboratory measurements of CH₄ in Titan's conditions and a reanalysis of the DISR near-surface spectra at the Huygens landing site. Planetary and Space Science 56, 613-623.

Absorption du méthane gazeux

Les spectres visibles et infrarouges enregistrés par DISR, en regardant vers le soleil mesurent la croissance de l'absorption du méthane au fur et à mesure de la descente. Grâce à la reconstruction précise du profil de descente de la sonde (azimut et altitude en fonction du temps), il a été possible de déduire des mesures DISR les coefficients d'absorption du méthane dans l'atmosphère de Titan. Ce travail délicat sera fort utile notamment pour analyser les spectres enregistrés à distance par l'instrument VIMS à bord de Cassini.

Dans le domaine infrarouge proche (850-1600 nm), les coefficients utilisés jusqu'alors apparaissent inadaptés pour modéliser le spectre de Titan - et d'autres planètes comme Uranus et Neptune - car ils étaient extrapolés de mesures en laboratoire enregistrées dans des conditions de parcours, pression et température très différentes de celles régnant sur Titan. En particulier, l'extrapolation à basse température du modèle de bande de Irwin et al. [2006. Improved near-infrared methane band models and k-distribution parameters from 2000 to 9500 cm^-1 and implications for interpretation of outer planet spectra. Icarus 181, 309–319] sous-estime fortement l'absorption dans les fenêtres de transparence du méthane déduite des mesures DISR. Par contre, les observations des bandes faibles du méthane dans Titan en-deçà de 830 nm sont en accord avec les coefficients d'absorption de Karkoschka [1994. Spectrophotometry of the jovian planets and Titan at 300- to 1000-nm wavelength : the methane spectrum. Icarus 111, 174–192].


Absorption du méthane gazeux dans l'atmosphère de Titan: Transmission de l'atmosphère de Titan, due au méthane uniquement, en fonction de l'altitude dans la direction du Soleil (symboles). Les données sont ajustées par des sommes exponentielles à chaque longueur d'onde échantillonnée par l'instrument (traits continus). Les tables de coefficients ainsi obtenues permettent de modéliser au mieux l'absorption atmosphérique à la résolution spectrale de DISR (environ 17 nm)

Référence : M. Tomasko, B. Bézard, L. Doose, S. Engel, E. Karkoschka 2008. Measurements of methane absorption by the descent imager/spectral radiometer (DISR) during its descent through Titan's atmosphere. Planetary and Space Science 56, 624-647.

Bilan radiatif de l'atmosphère

Les spectres visibles et infrarouges collectés par DISR tout au long de la descente ont permis de déterminer l'absorption du flux solaire (par le méthane et les aérosols) et donc le taux de chauffage solaire en fonction de l'altitude. Le calcul utilise les coefficients d'absorption du méthane ainsi que les propriétés optiques et la distribution verticale des aérosols déduits de DISR. À 10°S (latitude de la descente de Huygens), environ 80% du flux solaire incident est absorbé pendant une journée de Titan, 60% l'est en dessous de 150 km et 11% par la surface.

Le taux de chauffage a pu être comparé au taux de refroidissement radiatif calculé en utilisant les spectres d'émission thermique enregistrés par l'instrument CIRS à bord de Cassini. En effet, à partir de spectres enregistrés au limbe et au nadir vers la même latitude (10°S), on a pu déterminer les profils verticaux d'abondance des gaz et d'opacité des aérosols, calculer alors le flux thermique en fonction de l'altitude, et en déduire le taux de refroidissement radiatif. Ce taux de refroidissement radiatif est très proche du taux de chauffage solaire moyenné sur la planète en supposant la même structure de la brume à toutes les latitudes. Par contre, à la latitude de Huygens, le taux de chauffage solaire excède le taux de refroidissement avec un écart maximum de 0,5 K par journée de Titan vers 120 km. C'est la circulation générale qui vraisemblablement redistribue cet excès de chaleur vers les plus hautes latitudes.

Ce travail, qui fournit un bilan radiatif précis à une latitude et une saison donnée, permet de mieux contraindre les modèles de circulation générale de l'atmosphère actuellement développés.


Chauffage solaire et refroidissement radiatif dans l'atmosphère de Titan: Taux de refroidissement radiatif calculés à partir des données Cassini/CIRS (rouge : toutes sources d'opacité incluses, gaz et aérosols ; vert : seulement l'opacité gazeuse ; bleu : seulement l'opacité induite par collisions). Le taux de chauffage solaire, déduit des mesures DISR, est aussi tracé sur la figure (moyenné sur le satellite).

Référence : M. Tomasko, B. Bézard, L. Doose, S. Engel, E. Karkoschka, S. Vinatier 2008. Heat balance in Titan's atmosphere. Planetary and Space Science 56, 648-659.

Contact : Bruno Bézard

CIRS sur Cassini

Thierry Fouchet — 2009-01-05T15:02:19Z

L'instrument CIRS, embarqué à bord de la sonde Cassini est capable d'analyser la lumière infrarouge émise par la planète Saturne, ses célèbres anneaux et ses satellites. Il vise à mesurer la température et la composition chimique de ces corps afin de comprendre leur formation et leur évolution.

Description de l'instrument

L'instrument CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) est le fruit d'une collaboration entre le CEA/DAPNIA de Saclay, le Centre Spatial Goddard (GSFC) de la NASA à Washington, l'Université d'Oxford, le Queen Mary's College de Londres et le LESIA de l'Observatoire de Paris. Cet instrument était embarqué à bord de la sonde spatialeCassini, mission conjointe de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de la NASA, qui s'est terminée par la plongée dans l'atmosphère de Saturne le 15 septembre 2017.

CIRS est un spectromètre infrarouge à Transformée de Fourier composé de deux interféromètres. Il opère dans les domaines de l'infrarouge moyen et lointain de 7 à 1000 μm (1400 à 10 cm^-1) avec une résolution spectrale programmable de 0,5 cm^-1 (haute résolution) à 15,5 cm^-1 (basse résolution). Les deux interféromètres partagent le même télescope et le même mécanisme de balayage en fréquence. Le LESIA a contribué à la réalisation de l'instrument en fournissant une maquette du mécanisme de balayage.

L'interféromètre de la voie "infrarouge lointain" (10-690 cm^-1 ou 1000-14,5 μm, domaine dit "submillimétrique") est un interféromètre à polarisation appelé "FP1" (Focal Plane 1). Deux détecteurs à thermopile sont placés dans ce plan focal.

L'interféromètre de la voie "infrarouge moyen" est un interféromètre de Michelson à deux plans focaux "FP3" (570-1130 cm^-1 ou 17,5-8,8 μm) et "FP4" (1025-1495 cm^-1 ou 9,8- 6,7 μm). Une barrette de 10 détecteurs réalisés en HgCdTe (tellure de mercure et de cadmium) est placée dans chaque plan focal. Le plan focal 2 a disparu lors d'une réduction de budget du projet Cassini.


Schéma de CIRS: Le schéma montre les différentes voies optiques issues d'un même télescope.

L'ensemble optique comprend un télescope Cassegrain dont le miroir primaire paraboloïde mesure 50,8 cm de diamètre et le miroir secondaire hyperboloïde 7,6 cm de diamètre. Le rayonnement infrarouge incident est distribué entre les voies infrarouges "moyen" et "lointain" par un miroir de champ. A la sortie des interféromètres les faisceaux sont focalisés vers les détecteurs. Un interféromètre de référence permet de maintenir une vitesse constante du mécanisme de balayage et de contrôler l'échantillonnage des données.

L'ensemble optique est refroidi passivement et contrôlé pour être maintenu à 170 ± 0,1 K. Le détecteur du plan FP1 fonctionne à une température de 170 K. Il permet d'obtenir une résolution sur le ciel de 3,9 mrad ( 1500 km à la distance de la Lune). Les barrettes de 10 cellules (pixels) réalisées en HgCdTe et fonctionnent à des températures programmables entre 75 K et 85 K. Chaque pixel couvre un angle de 0,27 mrad ( 100 km à la distance de la Lune).

Résultats scientifiques

Le système de Saturne est situé à environ 9,5 UA du Soleil. La température d'équilibre des corps y est comprise entre 55 et 200 K. Il s'agit donc de corps froids qui n'émettent que très peu de lumière visible, et rayonnent donc essentiellement dans les domaines de l'infrarouge moyen et lointain. L'instrument CIRS permet d'une part de mesurer la température de ces différents corps, et d'autre part, d'identifier les molécules composant ces corps grâce à leurs raies d'émission produites lors de transitions de rotation ou de vibration. Ces raies caractéristiques des molécules sont situées dans ce domaine spectral de l'infrarouge.

La résolution spatiale apportée par l'instrument CIRS permet de caractériser l'atmosphère de Saturne et de Titan en 3 dimensions : CIRS peut mesurer des profils de température, de la composition du gaz et de la distribution des nuages en fonction de l'altitude, de la latitude et de la longitude. Cet outil mesure également les caractéristiques thermiques et la composition de la surface des satellites et des anneaux.


Température à la surface d'Encelade: La figure superpose une image visible et une image infrarouge CIRS. Les zones brillantes dans l'infrarouge sont chaudes et correspondent à des fractures à la surface par lesquelles le gaz s'échappe en geysers

CIRS a pu cartographier la température de la surface de Encelade, satellite de Saturne, où des geysers de glace et de gaz on été observés par la caméra de Cassini au pôle sud du satellite. La carte montre que des stries, en forme de griffures de tigre, sont beaucoup plus chaudes que les régions alentours. Ces zones correspondent à l'emplacement des geysers. Cette température anormale, plus chaude que celle attendue par l'ensoleillement seul, montre qu'il existe une source d'énergie interne, d'origine encore débattue.


Spectre de Titan: Le spectre de Titan observé par CIRS fait apparaître de nombreuses raies moléculaires qui permettent de mesurer la température et la composition chimique de l'atmosphère du satellite

Dans l'atmosphère de Titan, CIRS permet de détecter et de mesurer de nombreuses espèces moléculaires. La plupart de ces molécules sont issues de la photolyse du méthane (CH₄) et de l'azote (N₂) et forment des hydrocarbures et de nitriles complexes. Le dioxyde de carbone (CO₂) est d'origine externe. La cartographie des champs de température et de composition gazeuse permet de tracer la circulation atmosphérique. Celle-ci transporte les molécules et la chaleur depuis le pôle estival vers le pôle hivernal. La durée de la mission Cassini-Huygens, une demi-année de Titan, a permis d'observer le basculement de la circulation entre l'hiver boréal et l'hiver austral. Une telle circulation de pôle à pôle n'est possible que parce que Titan tourne lentement sur lui-même.

Dans l'atmosphère de Saturne CIRS a pu cartographier l'abondance de l'éthane et de l'acétylène. A nouveau, nous mettons en évidence la circulation atmosphérique qui transporte l'air riche en hydrocarbures depuis l'hémisphère estival vers l'hémisphère hivernal. Cette circulation est beaucoup moins spectaculaire que sur Titan. La descente d'air riche s'effectue dans l'ombre des anneaux, qui ne voit pas le soleil pendant toute la saison hivernale.


Ethane et acétylène: Variation en latitude de l'abondance de l'éthane et de l'acétylène sur Saturne. Le maximum à 30°N est dû à la circulation atmosphérique.


Température des anneaux: Les quatre images montrent la température mesurée par CIRS sur les faces éclairées ou non-éclairées des anneaux, et en regardant l'hémisphère côté jour ou côté nuit des particules.

CIRS mesure également la température des anneaux. Les anneaux sont confinés le plan équatorial et sont très minces, quelques dizaines de mètres d'épaisseur. L'instrument observe la face éclairée des anneaux, mais aussi la face non-éclairée par le Soleil, ce qui est impossible depuis la Terre. Etant en orbite autour de Saturne, CIRS peut également observer avec différents angles de phase, c'est-à-dire si on regarde le côté jour ou le côté nuit de chaque particule constituant les anneaux. L'ensemble de ces mesures permet de contraindre l'épaisseur des anneaux, mais aussi la taille des particules, leur vitesse de rotation, et leur organisation à l'intérieur des anneaux.

Résultats DISR publiés en décembre 2005

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:42:11Z

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Le 8 décembre 2005 a paru dans la revue Nature une série d'articles sur les premières analyses des données envoyées par la sonde Huygens. Elles apportent quantité d'informations nouvelles sur la surface et l'atmosphère de Titan, nous révélant un monde complexe et fascinant, potentiellement proche de la Terre, mais gelé à un stade précoce de son développement. L'article « Rain, winds and haze during the Huygens probe's descent to Titan's surface » par M. Tomasko et al. (Nature 438, 765-778) présente les résultats obtenus par l'expérience DISR.

Processus géophysiques

À cause de l'opacité de la brume photochimique, DISR n'a commencé à distinguer la surface qu'à partir de 55 km environ. La première mosaïque construite à partir d'images entre 49 et 20 km d'altitude montre des régions claires séparées par des allées plus sombres, mais il est difficile de comprendre leur nature. On ne voit pas de cratères d'impact. Le panorama suivant, assemblé à partir d'images entre 17 et 8 km, révèle un vaste plateau clair creusé d'un grand nombre de chenaux.

Vue de Titan constituée d'images enregistrées entre 17 et 8 km d'altitude. Le nord est en haut. La trajectoire de la sonde est indiquée par des tirets blancs et le cercle au centre indique la position du panorama suivant. Un plateau clair apparaît creusé de chenaux plus sombres. Le réseau ramifié vers le nord résulte très vraisemblablement de précipitations (pluies de méthane) et celui plus rectiligne, vers l'ouest, a peut-être été alimenté par des sources.

Vue en perspective du haut plateau situé 5 km au nord du site d'atterrissage. Le modèle en gris et en fausses couleurs indique l'altitude (en plus clair l'altitude la plus élevée). La région, qui couvre approximativement 1x3 km, comprend le réseau de chenaux ramifiés sur le haut plateau et une portion du lac asséché (en bleu) au sud de la ligne côtière. L'analyse stéréographique indique que les chenaux ont une largeur de 100-200 m et une profondeur de 50-100 m avec des pentes atteignant par endroits 30°, proche de l'angle d'éboulement. Des écoulements rapides dans les lits de rivières ont probablement créé ces vallées profondément incisées, avec une érosion due à des glissements de terrain abrupts sur leurs pentes.

Deux types de réseaux sont visibles : un réseau de drainage très ramifié vraisemblablement creusé par des précipitations, et un réseau avec des chenaux plus rectilignes, trapus, et commençant (ou se terminant) souvent par des étendues sombres circulaires. Les chenaux étroits convergent vers de larges rivières qui se déversent dans une vaste étendue sombre en contrebas. Le dernier panorama, constitué d'images enregistrées entre 7 et 0,5 km d'altitude, montre à haute résolution la région d'atterrissage dans cette plaine sombre. On y voit là aussi des traces d'écoulement récent, avec une crête érodée, coupée par une douzaine de chenaux étroits. Cette étendue sombre évoque une suite de lacs asséchés avec des « îles » et des « hauts fonds » plus clairs. La frontière entre régions claire et sombre s'interprète comme une ligne côtière.

Vue de la surface vers le site d'atterrissage à 1,2 km d'altitude (panorama composé d'images prises entre 7 et 0,5 km). La crête vers le centre est coupée par une douzaine de chenaux étroits (10-20 m de large) plus sombres. Ceci suggère que des écoulements de méthane liquide orientés vers le sud-est ont déposé ou exposé un matériau plus clair, peut-être de la glace d'eau, sur les versants amont des crêtes dans la vaste plaine sombre. Le site d'atterrissage est marqué d'une croix.

Il fait peu de doute que c'est le méthane liquide qui a creusé ces chenaux, vu la température régnant à la surface de Titan (94 K ; -179°C) et l'abondance de ce gaz ( 5%) dans la basse atmosphère. Le matériau sombre charrié par les chenaux et s'accumulant dans les dépressions pourrait être constitué des particules de la brume formées dans la stratosphère et tombant continûment à la surface. Les chenaux rectilignes ont peut-être été alimentés par des résurgences de méthane liquide. DISR n'a pas vu d'étendues liquides dans la région explorée (typiquement 20 x 20 km) mais il peut en exister ailleurs. La fréquence des précipitations qui ont créé les réseaux ramifiés reste une question ouverte. On voit par endroits quelques structures qui résultent peut-être du cryovolcanisme, avec extrusion de glace d'eau à la surface. Les images de la surface de Titan prises après l'atterrissage évoquent une rivière ou un lac asséché. Des « galets », de 10 à 15 cm de diamètre, vraisemblablement constitués de glace d'eau, reposent sur un substrat granulaire plus sombre, rappelant du gravier. On peut penser que ces matériaux ont été transportés et érodés par des écoulements de méthane liquide.

Vue prise de la surface de Titan après l'atterrissage. DISR regarde en gros vers le sud. Les images prises par les caméras SLI (Side Looking Imager) et MRI (Medium Resolution Imager), visant plus près du nadir, ont été combinées pour produire cette image. Des galets, de 10 à 15 cm de taille, vraisemblablement constitués de glace d'eau, reposent sur un lit de « gravier » plus sombre. La scène évoque un lac asséché. Une région avec peu de « rochers » suit l'orientation générale, vers le sud-est, des écoulements visibles dans le panorama à 1,2 km.

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Premiers résultats DISR (janvier 2005)

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:40:06Z

Les images spectaculaires prises par les caméras de DISR ont révélé un paysage contrasté avec deux types de terrains : des zones claires creusées de vallées "fluviatiles" ramifiées qui forment un réseau complexe de drainage, et des étendues sombres plus basses et plus plates. La ligne de partage entre ces deux types de terrain évoque un rivage, souligné par la présence de brumes blanchâtres, probablement des cirrus de méthane. Les chenaux étroits convergent vers de larges rivières qui se déversent dans une plaine sombre qui pourrait être constituée de lacs asséchés avec des “îles” et des “hauts fonds” plus clairs. DISR n'a pas observé de cratères d'impact, ce qui signifie qu'il s'agit d'une surface jeune. Les lits des rivières ont été, selon toute vraisemblance, creusés par des écoulements de méthane liquide. Ceux-ci ainsi que la région où Huygens s'est posé sont actuellement secs mais peut-être sont-ils alimentés de façon saisonnière. Outre les lits de rivière sombres, on voit sur certaines images des structures linéaires, claires et assez larges qui suggèrent une région où la glace d'eau a pu être extrudée jusqu'à la surface.

Crédit images : ESA/NASA/JPL/University of Arizona

: Vue de la surface de Titan composée de 30 images prises entre 13 et 8 km d'altitude par la caméra HRI de DISR. Ces images ont une résolution d'environ 20 m par pixel et couvrent ensemble une région d'une trentaine de km.

: Panorama sur 360° de la surface de Titan pris pendant la descente par la caméra SLI de DISR vers 8 km d'altitude. Les traînées blanches qui soulignent la ligne côtière pourraient correspondre à des cirrus de méthane à très basse altitude.

: Mosaïque de trois images prises vers 16 km d'altitude par la caméra HRI de DISR. On voit clairement un réseau de chenaux étroits convergeant vers une rivière principale qui se jette dans une vaste étendue sombre.

: Image prise par la caméra HRI de DISR à 22 km d'altitude et montrant une large ligne claire qui pourrait correspondre à une extrusion de glace d'eau à la surface.

: Image prise par la caméra HRI à 3 km d'altitude indiquant, dans la plaine sombre sur laquelle Huygens va atterrir, un écoulement de fluide autour d'îles plus claires.

Les photographies prises par DISR à la surface montrent des galets arrondis de petite taille reposant sur un sol lisse. L'image évoque un lac asséché. Ces galets, qu'on pense constitués de glace d'eau, présentent des traces d'érosion intense, sans doute due à des écoulements de méthane liquide. Les spectres infrarouges du site d'atterrissage, enregistrés par le spectromètre infrarouge DLIS de DISR, suggèrent une composition de glace d'eau “sale”, mélangée à un corps sombre non identifié. Il pourrait s'agir, au moins en partie, de sédiments formés par la précipitation des particules composant la brume photochimique orangée qui enveloppe Titan. Les mesures effectuées par d'autres instruments (SSP et GCMS) indiquent que le sol a la consistance du sable mouillé et qu'il est imbibé de méthane.

: Site d'atterrissage de la sonde Huygens.

: Image colorisée de la surface de Titan prise par la caméra SLI de DISR à quelques centimètres du sol. La coloration orangée a été obtenue à partir du spectre visible enregistré par DISR et donne une idée de ce que percevrait l'œil humain. Les "galets" arrondis visibles sur l'image ont une taille de 10 à 20 cm et sont vraisemblablement constitués de glace d'eau. On peut supposer qu'ils ont été érodés par un écoulement de méthane liquide.

L'ensemble de ces observations permet de proposer un scénario cohérent où le méthane joue le rôle principal dans la géologie et la météorologie de Titan, formant des nuages et des précipitations qui érodent la surface. Les dépôts de matériau sombre, qui pourraient provenir de la brume stratosphérique tombant continûment à la surface, se trouvent lessivés par les pluies de méthane et s'accumulent au fond des chenaux de drainage, des lits de rivières et des dépressions. La glace d'eau ainsi “nettoyée” apparaîtrait plus claire dans les régions de plus haute altitude.

La surface de Titan semble façonnée par des processus géophysiques semblables à ceux qui se déroulent sur Terre. Cependant, la chimie en jeu est complètement différente. Le méthane liquide joue le rôle de l'eau sur Terre. En place des roches silicatées, on trouve de la glace d'eau. La terre y est remplacée par des particules photochimiques fabriquées dans la haute atmosphère et qui se déposent à la surface. Enfin, si Titan a des volcans, ils ne rejettent pas de la lave mais de la glace d'eau.

: Spectres infrarouges enregistrés par le spectromètre DLIS de DISR à différentes altitudes. Les flèches indiquent les régions spectrales de forte absorption du méthane. L'intensité résiduelle au centre de ces bandes résulte de la diffusion de la lumière solaire par l'atmosphère. DLIS regardant vers le bas, elle constitue un indicateur sensible de l'abondance des particules nuageuses sous l'altitude de mesure. Le spectre en vert, enregistré à 20 m d'altitude, représente la réflectivité de la surface éclairée par la lampe de 20 W de DISR. Montré ici à une échelle différente et corrigé de l'émissivité de la lampe, il fournit une information précieuse sur la composition de la surface, un objectif majeur pour Huygens. Le plateau entre 1430 et 1580 nm est probablement dû à l'absorption par la glace d'eau.

DISR ne nous a pas fourni que des images. Tout au long de la descente, l'instrument a enregistré des spectres visibles et infrarouges de la lumière ambiante. Le rayonnement solaire est diffusé et absorbé par le gaz et les particules dans l'atmosphère. La variation des spectres avec l'altitude permet de reconstituer le profil d'abondance des particules ainsi que leurs propriétés physiques, notamment leur taille. Les spectres enregistrés par le spectromètre DLIS de DISR, qui regarde vers le bas, indiquent qu'on trouve des particules nuageuses jusqu'à environ 20-25 km d'altitude, bien plus bas que ne le prévoyaient les modèles microphysiques. Près de la surface, la lumière solaire est fortement absorbée par le méthane atmosphérique. Une lampe de 20 W a alors été allumée pour éclairer le sol. Le spectre réfléchi à une altitude de 20 m est beaucoup moins absorbé par le méthane, ce qui permet de déterminer l'abondance de ce gaz à la surface. Il fournit aussi des informations précieuses sur la réflectivité et la composition de la surface, montrant notamment une signature probablement due à la glace d'eau.

Il reste encore beaucoup à faire pour analyser et interpréter l'ensemble des données DISR. La sonde Cassini, qui va encore survoler Titan de nombreuses fois pendant les quatre ans à venir, nous apportera des informations complémentaires à plus grande échelle.

Contact : Bruno Bézard

La mission Cassini-Huygens

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:27:03Z

Lancée le 15 octobre 1997, Cassini-Huygens est en orbite autour de Saturne depuis le 1er juillet 2004. Avant d'atteindre Saturne, la sonde a survolé deux fois Vénus en 1998 et 1999, la Terre en 1999, et enfin Jupiter en 2000. Elle a utilisé l'assistance gravitationnelle de ces planètes et augmenté ainsi sa vitesse après chaque passage.

Fruit d'une coopération entre la NASA, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) et l'Agence Spatiale Italienne (ASI), Cassini-Huygens comprend deux modules : l'orbiteur américain Cassini qui, au moins jusqu'en 2010, va explorer le système de Saturne, et la sonde Huygens de l'ESA qui a plongé le 14 janvier 2005 dans l'atmosphère de Titan et s'est posée pour la première fois à sa surface.

Les douze expériences embarquées à bord de Cassini ont notamment pour objectifs de :

étudier la dynamique, les nuages et la composition de l'atmosphère de Saturne,
mesurer la composition chimique, le champ de température, la structure nuageuse de Titan et suivre leurs variations avec le temps,
caractériser la surface de Titan (nature physique, topographie et composition),
déterminer la composition et l'histoire géologique des satellites glacés de Saturne,
étudier la structure tri-dimensionnelle des anneaux, leur dynamique et leur composition,
déterminer la structure et le comportement dynamique de la magnétosphère de Saturne,

Le 25 décembre 2004, la sonde Huygens s'est séparée du module Cassini pour se diriger vers Titan qu'elle a atteint trois semaines plus tard le 14 janvier 2005. Suspendue à un parachute, elle a alors commencé une descente de 2 h 27 mn. À 11h30 UTC, Huygens s'est posé à la surface du satellite et a fourni des données pendant encore 1 h 10 mn. C'est l'atterrissage le plus lointain jamais effectué dans le système solaire.

Pendant toute la mission, les six instruments à bord de la sonde ont analysé en détail l'atmosphère et la surface du satellite. Il s'agit de :

Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS, Principal Investigateur : H.B. Niemann)
Aerosol Collector and Pyroliser (ACP, Principal Investigateur : G.M. Israel)
Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR, Principal Investigateur : M.G. Tomasko)
Huygens Atmospheric Instrument (HASI, Principal Investigateur : M. Fulchignoni)
Doppler Wind Experiment (DWE, Principal Investigateur : M.K. Bird)
Surface Science Package (SSP, Principal Investigateur : J.C. Zarnecki)

Outre les propriétés physiques de l'atmosphère (pression, température, conductivité), Huygens a mesuré l'abondance des différents constituants présents et caractérisé les aérosols composés de molécules organiques et formant un épais brouillard orangé. Elle a de plus fourni les premières images et spectres de la surface et a mesuré ses propriétés physiques.

Contact : Bruno Bézard

L'instrument DISR

Bruno Bézard — 2008-11-10T18:31:00Z

Partenaires et objectifs scientifiques

DISR (Descent Imager / Spectral Radiometer) fait partie des instruments de la charge utile de la sonde atmosphérique Huygens de l'Agence Spatiale Européenne pour la mission Cassini/Huygens.

Cette expérience a été réalisée sous la responsabilité des organismes suivants :

Lunar & Planetary Laboratory - University of Arizona (USA) :
Laboratoire maître d'oeuvre et Principal Investigateur
Coordination du développement, calibration et opérations
Martin-Marietta Corporation (USA) :
"Prime contractor" : industriel responsable du système
Réalisation et intégration des sous ensembles fournis par les partenaires européens
Max-Plank Institute für Aeronomie - Katlenburg-Lindau (Allemagne) :
Détecteur CCD et électronique associée ;
Braunschweig Technical University (Allemagne) :
Electronique de compression de données
Observatoire de Paris (LESIA, anciennement DESPA) :
Détecteurs infrarouges et électronique associée
Obturateur mécanique

Le spectro-imageur DISR de la sonde Huygens répond à quatre des cinq priorités fixées par l'ESA pour cette mission. Il permet d'atteindre les objectifs scientifiques suivants :

Mesure du profil d'absorption solaire entre 0,5 et 1,7 microns à partir de 150 km d'altitude, et jusqu'au sol, afin de déterminer le bilan thermique et les sources de la dynamique de l'atmosphère ;
Mesures de la distribution verticale, la taille, la forme et les propriétés optiques des aérosols atmosphériques, de façon à étudier leur formation, composition et circulation ;
Imagerie et mesures de la réflectance spectrale de la surface de Titan, pour en déduire sa topographie, sa composition et son état physique ;
Détermination de la morphologie des nuages et recherche de strates condensées de composés complexes dans la stratosphère pour contraindre les modèles photochimiques ;
Mesure de la composition de l'atmosphère de Titan, particulièrement le profil vertical du rapport de mélange du méthane, gaz précurseur de la photochimie de Titan.

Descriptif de l'instrument DISR


Emplacement de la tête optique et du boîtier électronique de DISR sur la plateforme de Huygens

L'instrument DISR comporte six expériences complémentaires :

Une expérience de photométrie ;
Une expérience d'imagerie dans le domaine visible ;
Une expérience de spectrométrie dans la domaine visible ;
Une expérience de spectrométrie dans le domaine infrarouge ;
Une expérience d'imagerie de l'auréole solaire ;
Un senseur solaire.

Les fonctions de gestion globale de DISR sont dévolues à un processeur de bord contrôlant les différents sous-systèmes de l'instrument et assurant le dialogue avec la sonde. De même, un convertisseur d'alimentation effectue la distribution des tensions nécessaires aux cartes électroniques.

L'instrument intégré dans la sonde est constitué de deux sous-ensembles interconnectés, décrits dans les deux paragraphes suivants.

1 - Tête optique


La tête optique de DISR vue de dessus et de dessous

Il comprend la partie opto-mécanique, l'obturateur, les détecteurs, ainsi que le système de refroidissement de ceux-ci. Le concept optique, utilisant largement les fibres optiques pour la liaison entre les lentilles collectrices, les fentes et réseaux dispersifs des spectromètres, et les plans focaux, permet une compacité importante.

Les expériences dans le domaine visible (imagerie, photométrie et spectroscopie) utilisent un plan focal unique, constitué d'un détecteur CCD de 512 x 512 pixels.

Le spectromètre infrarouge utilise un plan focal comportant des barrettes de photodiodes InGaAs associées à des dispositifs à transfert de charge (CCD linéaires spécifiquement développés pour cet usage par Thomson). Un obturateur permet de moduler les faisceaux destinés aux deux voies du spectromètre infrarouge. Il est constitué d'un actionneur qui déplace une palette obturant le flux au niveau de la fente du spectromètre. Cet actionneur est de type à réluctance variable. Le LESIA (anciennement DESPA) a fourni le plan focal et l'obturateur du spectromètre infrarouge.

Une bride thermique relie le radiateur aux deux plans focaux. Couplée à une résistance de chauffage, elle permet de réduire le refroidissement quand la température de fonctionnement des détecteurs est atteinte.

2 - Boîtier électronique


Le boîtier électronique de DISR

Le boîtier électronique comprend un empilement de cinq cartes de même géométrie, chacune comportant un ou deux connecteurs de liaison à une carte auxiliaire.

Les parties interface avec la sonde, processeur de gestion et convertisseurs d'alimentation ont été développées par Martin Marietta Corporation (devenu depuis Lockeed Martin).

Les laboratoires allemands ont fourni l'électronique associée au CCD visible ainsi qu'à la compression de données permettant de réduire d'un rapport 3 le nombre de bits nécessaires à la transmission des images.

Le LESIA (anciennement DESPA) a pris en charge le développement et la réalisation de l'électronique associée au plan focal infrarouge et à l'obturateur.