mardi 19 janvier 2016, par Stéphane Erard
Les premiers résultats ont fait l’objet de communiqués sur les pages du LESIA :
L’astéroïde 21 Lutetia était la seconde cible scientifique de Rosetta, survolé le 10 juillet 2010 à une distance de 3000 km. Lutetia est pratiquement l’opposé de la première cible, Steins : un astéroïde de très grande taille ( 110 km de diamètre, le plus grand des astéroïdes visités par une mission spatiale après Vesta) et de densité très élevée (3,4 g/cm3) indiquant une composition de roches évoluées. Néanmoins, les spectres Rosetta suggèrent un matériau également primitif. Lutetia est situé dans la ceinture principale d’astéroïdes, à 2,44 unités astronomiques du Soleil.
Les images de la caméra OSIRIS montrent un âge moyen de la surface élevé (3,6 milliards d’années), mais certaines régions jeunes et très lisses indiquent des événements géologiques récents : impacts localisés, glissements de terrains, activité sismique… Les propriétés thermiques dérivés de MIRO et VIRTIS montrent que la surface est couverte d’un épais régolite. Lutetia est étonnamment neutre et homogène du point de vue spectral. VIRTIS révèle en particulier que la surface est entièrement déshydratée, pauvre en fer et en matériaux organiques. Cette composition est difficile à concilier avec la forte densité mesurée par la sonde, et la nature de Lutetia reste mystérieuse. Lutetia est probablement un vestige des planétésimaux qui ont formé les planètes du Système solaire il y a 4,5 milliards d’années.
(Crédits LESIA/IAPS/MPS)
Les "images" Virtis sont acquises ligne après ligne. L’espacement entre lignes dépend de la vitesse par rapport à l’objet, qui varie très vite durant un survol. On reconnaît cependant les cratères par comparaison avec l’image à haute résolution. Chaque pixel d’une image Virtis est un spectre complet.
(crédits LESIA)
L’inversion des spectres à grandes longueurs d’onde permet de connaître la température en chaque point.
L’astéroïde 2867 Steins était la première cible scientifique de Rosetta, survolé le 5 septembre 2008 à une distance de 800 km. Steins est un petit astéroïde de la ceinture principale, situé en moyenne à 2,13 unités astronomiques du Soleil. C’est un astéroïde de type E, un type rare qui est un des plus mal connus. Ces objets sont supposés être originaires du manteau externe de gros astéroïdes évolués, brisés à la suite de collisions violentes dans les premiers temps du Système solaire.
(Credits : ESA ©2008 MPS for OSIRIS Team)
La caméra OSIRIS a montré la forme générale de Steins, corps irrégulier avec des dimensions de 6,1 x 5,8 x 4,5 km, et a permis d’en reconstituer un modèle 3D.
(crédits LESIA)
Une difficulté de pointage est apparue pendant le survol, la sonde ayant du mal à garder l’objet au centre du champ des instruments. Le manque de contrôle sur la direction de pointage se traduit par une oscillation de l’objet devant les instruments. Les cubes VIRTIS, acquis ligne par ligne, ont souffert de ce problème et ne couvrent qu’une partie de la surface de l’objet. La zone couverte a néanmoins pu être reconstituée précisément en couplant le modèle 3D avec la connaissance de la trajectoire.
Courbe de lumière, cartographie rapprochée et spectroscopie par la voie M (crédits : INAF/IASF).
Les spectres VIRTIS-M couvrent le domaine 0,4-1 µm (voie visible) et 1-5,2 µm (voie infrarouge). Dans la plus grande partie de ce domaine spectral, le signal mesuré est de la lumière solaire réfléchie par la surface de Steins. Au-delà de 4 µm, la composante émise thermiquement devient perceptible et permet de déterminer la température de surface en chaque point, avec une précision de l’ordre de 1 K. A plus courte longueur d’onde, le rapport du signal au spectre solaire est une indication de la composition minéralogique et de l’état physique de la surface. Dans ce cas on retrouve une signature typique d’astéroïde E (type rocheux riche en pyroxènes) avec notamment une petite absorption à 0.49 µm indiquant la présence de sulfides. La surface est entièrement homogène, ce qui est attendu pour un corps de cette taille.
Rosetta a survolé Mars en février 2007 par sa face jour. C’était la première source étendue et structurée observée depuis le lancement. Les données obtenues par VIRTIS à cette occasion ont d’abord servi à déterminer précisément le pointage de la voie H par rapport à la voie M, qui ne pouvait pas être mesuré en vol jusqu’alors.
(crédits : INAF/LESIA)
Cette image est extraite d’un cube de la voie visible de VIRTIS-M. C’est un simple composite RVB sans projection géographique. Le canal Rouge est le signal mesuré à 1 µm pour augmenter le contraste en surface. L’image est à basse résolution (similaire à celles de HST depuis la Terre), mais l’instrument acquiert en chaque point un spectre complet permettant l’étude de la composition de l’atmosphère et de la surface.
(crédits : LESIA)
Cette carte d’altimétrie est dérivée de la mesure des absorptions atmosphériques en infrarouge, comparées ici avec les courbes de niveau dérivées de la carte MOLA/MGS. La bande le long de l’Equateur est la projection des données de la voie H. Cette estimation de l’altimétrie est perturbée par la glace des régions polaires (au sud) et des nuages de haute altitude sur un fin croissant de nuit (à l’est du bassin Hellas). Le relief isolé en haut à droite est le volcan Elysium Mons.
(crédits : LESIA)
Sur ce profil, les mesures VIRTIS M et H sont recalées l’une sur l’autre et comparées avec le profil correspondant extrait de la carte d’albédo TES/Mars Global Surveyor. Quelques régions bien reconnaissables sont indiquées comme références.
Ce cube spectral a été obtenu depuis une distance de 230 000 km le 13 novembre 2009 au cours du troisième survol de la Terre. La résolution est de 50 km/pixel. C’est le matin sur la côte est des Etats-Unis, l’Amérique du Sud est visible sur la face jour. La première image (VIS-1) est un composite couleur standard (R:0,7 µm V:0,55 µm B:0,44 µm), qui montre surtout la couverture nuageuse.
(Crédits : INAF-IFSI / INAF-IASF / ASI)
Dans la seconde image (VIS-2), les bandes spectrales sont sélectionnées pour optimiser le contraste entre océans et continents [R:1.0 µm (continents) V:0,785 µm B:0,474 µm (océans)].
La troisième image (VIS-3) représente la distribution de chlorophyle, avec une échelle saturée (les zones sombres sur les continents sont des nuages opaques).
La quatrième image (IR-1) utilise des bandes en infrarouge plus lointain, où la composante thermique domine la composante de lumière solaire réfléchie (R:4,92 µm V:2,25 µm B:1,20 µm). La face nuit est donc identifiable en rouge, les zones en cyan représentant les nuages de haute altitude.
Enfin, la cinquième image (IR-2) est le signal mesuré à 5 µm en fausses couleurs. Les détails sont visibles sur les faces nuit et jour, avec un maximum côté jour représentant des température plus élevées. Les minima (en violet) correspondent aux nuages de haute altitude et aux régions arctiques.
(crédits : LESIA)
L’image ci-dessus est une vue plus rapprochée montrant la quantité de lumière réfléchie par la surface et l’atmosphère terrestres. La grande image est acquise par la voie M ligne après ligne au-dessus de l’Afrique et de l’Espagne ; chaque pixel correspond à un spectre. Le signal est très faible sur les océans, et maximum sur les zones nuageuses. Les points au centre de cette carte sont les pixels de la voie H acquis au même moment, avec une résolution spectrale dix fois plus élevée. Ce mode d’observation est typique des opérations qui seront effectuées autour de la comète.
