mardi 8 septembre 2020
La soutenance de thèse de Léa BONNEFOY aura lieu le vendredi 18 septembre 2020 à 14h00 dans l’amphithéâtre Evry Schatzman à Meudon.
Elle sera diffusée en direct sur la châine YouTube du LESIA :
"Émission thermique micro-ondes des lunes glacées de Saturne"
Emmanuel LELLOUCH (LESIA), Alice LE GALL (LATMOS), Cédric LEYRAT (LESIA)
Cécile FERRARI (Rapportrice), Jérémie LASUE (Rapporteur), Daniel HESTROFFER (Examinateur), Catherine PRIGENT (Examinatrice), Paul HARTOGH (Examinateur), Aurélie GUILBERT-LEPOUTRE (Examinatrice)
Les satellites sans atmosphère de Saturne ont connu des évolutions divergentes liées notamment à leur environnement proche (position dans la magnétosphère de Saturne, interaction avec les anneaux de poussières etc.). Une partie de cette histoire est contenue dans leur régolithe de glace et un moyen d’y accéder est de mesurer leur émission thermique dans le domaine micro-onde. A partir des données du Radar/radiomètre de Cassini et d’observations de radiotélescopes terrestres, l’objectif de cette thèse est de caractériser la composition et structure des sous-surfaces des satellites glacés de Saturne, notamment Rhéa, Dioné et Japet, les trois plus grands satellites Saturniens après Titan. L’étude des variations intra- (en particulier entre les faces avant et arrière de ces satellites synchrones) et inter-satellites de ces propriétés nous renseigne sur les processus qui façonnent ces surfaces glacées.
La première partie de cette thèse décrit l’étalonnage, la réduction et l’analyse des observations actives (radar) et surtout passives (radiométriques) du Radar à bord de la sonde Cassini (2004-2017). Les données radar montrent le rôle clé de l’anneau E de Saturne (alimenté par les geysers d’Encelade) dans le degré de pureté des régolithes glacés des satellites intérieurs de la planète (de Mimas à Rhéa) – contenant bien moins de contaminants non-glacés que les régolithes Galiléens. L’ajustement des observations radiométriques à une combinaison de modèles thermiques, radiatifs, et d’émissivité apporte de nouvelles contraintes sur les propriétés thermiques, structurelles et compositionnelles de Rhéa et Dioné. Cette étude révèle des anomalies thermiques régionales associées à la couverture d’éjectas du jeune cratère Inktomi sur Rhéa et à la dichotomie avant/arrière sur Dioné. Les données radar et radiométriques confirment la présence de structures de taille probablement centimétriques dans les sous-surfaces des satellites intérieurs de Saturne qui rendent ces objets particulièrement diffusifs et peu émissifs aux micro-ondes.
Le second volet de cette thèse porte sur Japet et la construction du spectre micro-onde de ce satellite connu pour sa spectaculaire dichotomie avant/arrière. Les données de Cassini et des radiotélescopes SMA et GBT ont été complétées par des observations inédites depuis deux grands radiotélescopes terrestres : le 30-m de l’IRAM (1-2 mm) et le VLA (0.7-3 cm). Le spectre de la face arrière (brillante) de Japet montre une possible figure d’absorption sans doute liée à la taille des grains du régolithe (quelques mm). Le spectre de la face avant (sombre), proche de celui de Phœbé, conforte l’idée que l’anneau diffus de Phœbé est la source du matériau sombre de Japet. Enfin, les spectres avant et arrière se rapprochent aux plus grandes longueurs d’onde (c’est-à-dire aux plus grandes profondeurs) suggérant que l’épaisseur du dépôt sombre sur la face avant de Japet n’excède pas quelques décimètres.
Saturn’s atmosphere-less satellites have followed divergent evolution paths associated with their environment (position in Saturn’s magnetosphere, interaction with dust rings etc). Part of this history is contained in their icy regolith, and a way to access it is to measure their thermal microwave emission. Using observations from the Cassini Radar/radiometer and Earth-based radiotelescopes, the goal of this thesis is to characterize the composition and structure of the subsurfaces of Saturn’s icy satellites, especially Rhea, Dione, and Iapetus, the three largest Saturnian moons after Titan. Studying inter- and intra-satellite variations (e.g., between the leading and trailing sides of these synchronous satellites) of these properties informs on the processes which shape these icy surfaces.
The first part of this thesis describes the calibration, reduction, and analysis of active (radar) and especially passive (radiometry) observations of the Radar instrument on the Cassini probe (2004–2017). The radar data highlight the key role of Saturn’s E ring (fed by the geysers of Enceladus) in the degree of purity of the icy regoliths of Saturn’s inner moons (from Mimas to Rhea) — containing much fewer non-icy contaminants than Jupiter’s satellites. Fitting the Cassini radiometry to a combination of thermal, radiative, and emissivity models provides new constraints on the thermal, structural, and compositional properties of Rhea and Dione. This study reveals regional thermal anomalies associated with the ejecta blanket of the young crater Inktomi on Rhea and to the leading/trailing dichotomy on Dione. The radar and radiometry data both confirm the presence of likely centimeter-scale structures in the subsurfaces of Saturn’s inner moons, scattering microwaves and causing the high radar brightness and low emissivity of these objects.
The second part of this thesis is dedicated to the construction of the microwave spectrum of Iapetus, a satellite known for its dramatic leading/trailing dichotomy. We complemented the data gathered by the Cassini probe and the SMA and GBT telescopes with new observations from two radio telescopes : the 30-m IRAM antenna (1–2 mm) and the VLA (0.7–3 cm). The spectrum of the trailing (bright) face of Iapetus indicates a possible absorption feature likely due to the grain size in the regolith (of the order of millimeters). The spectrum of the leading (dark) side, similar to Phoebe’s, supports the theory that the diffuse Phoebe ring is the source of the dark material on Iapetus. Finally, the spectra of the leading and trailing sides become closer at the longest wavelengths (that is, at the largest depths), suggesting that the depth of the leading side’s dark layer is at most a few decimeters.
