LESIA - Observatoire de Paris

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

Ressources sur DISR

Bruno Bézard — 2008-11-11T20:56:17Z

Résultats du 30 novembre 2005

Présentation DISR à la conférence de presse ESA du 30 novembre 2005 (pdf - 1 Mo)
et Film "Huygens-arcmap" (diapositive 6) (avi - 19.4 Mo)

Conférence de presse ESA sur les résultats de Huygens (30 novembre 2005) [en anglais]

Communiqué de presse ESA sur DISR (30 novembre 2005) [en anglais]

Nouvelle scientifique de l'Observatoire de Paris (30 novembre 2005) [en français]

Liens utiles

DISR au Lunar and Planetary Laboratory - Université d'Arizona [en anglais]

Cassini-Huygens sur le site de l'Agence spatiale européenne [en anglais]

Cassini-Huygens sur le site de la NASA [en anglais]

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

14 janvier 2005 à l'ESOC (Darmstadt)

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:37:46Z

Le 14 janvier 2005, la sonde Huygens descendait dans l'atmosphère de Titan, suspendue à un parachute, et se posait avec succès sur sa surface glacée, réussissant ainsi le premier atterrissage dans le système solaire externe.

Les données de Huygens, relayées par Cassini, ont été reçues par le Deep Space Network de la NASA et transmises immédiatement à l'ESOC à Darmstadt (Allemagne), le centre opérationnel de l'ESA. C'est à 17h19mn que les premières données sont parvenues à l'ESOC, transformant l'angoisse des scientifiques et ingénieurs présents en euphorie. Le premier signe de bon fonctionnement de Huygens était arrivé quelques heures plus tôt quand le radiotélescope de Green Bank en Virginie (USA) a détecté la porteuse émise par la sonde.

Crédit photos : UA News


11 h 25 mn : La porteuse de Huygens est détectée au radiotélescope de Green Bank


...quelques heures avant l'arrivée des données


Dans la salle de contrôle de l'ESOC...


...et laissent parfois perplexes


Les premières images arrivent sur les ordinateurs de l'équipe DISR...


Echange de vue autour d'images de la surface de Titan


Marty Tomasko, PI de DISR, à la conférence de presse

DISR au LESIA (anciennement DESPA)

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:35:57Z

Le LESIA (anciennement DESPA) a fourni des sous-systèmes infrarouges (plan focal, obturateur et électronique associée) pour le spectromètre infrarouge de l'instrument DISR. Dès l'arrivée des données le 14 janvier 2005, les scientifiques du LESIA ont participé à l'analyse des spectres infrarouges enregistrés par DISR.

Bref rappel historique

1990 : Appel à propositions de l'ESA pour les expériences embarquées sur Huygens.

Michel Combes (alors directeur du DESPA) propose à l'Université d'Arizona (Marty Tomasko) la fourniture du détecteur, de l'obturateur et de l'électronique associée, pour le spectromètre infrarouge de DISR. Cette proposition s'appuyait sur la thèse de Christophe Cara.

Thèse de Christophe Cara : "Contribution à l'étude et à la réalisation d'un spectro-imageur infrarouge spatial". La thèse évaluait l'utilisation du CCD de lecture ligne THX 31900, en prévision des instruments Omega (diodes InSb) et DISR (diodes InGaAs).

Août 1991 : Revue de projet PDR (Preliminary Design Review).

Juillet 1992 : Livraison d'intégration du Modèle de développement (MD) ;

Septembre 1993 : Livraison d'intégration de l'Engineering Model (EM) ;

Novembre 1993 : Livraison du Proto-flight Model (PM) ;

Octobre 1994 : Livraison du modèle de vol (FM) ;

Octobre 1997 : Lancement de Cassini-Huygens ;

Janvier 2005 : Descente de la sonde Huygens dans Titan.

Personnels du laboratoire impliqués dans le projet

Responsable scientifique : Bruno Bézard

Co-I scientifiques : Michel Combes, Athéna Coustenis, Catherine de Bergh, Emmanuel Lellouch, Olivier Saint-Pé

Chef de projet : Gérard Epstein

Secrétariat de projet : Marguerite Melon

Documentation : Agnès Fave

Mécanique : Marc Bouyé, Driss Kouach

Qualité - approvisionnements : René Knoll

Etalonnage : Rachel Gruneisen, Bruno Letourneur, Jan Rosenqvist

Electronique : Van Duoc Phan, Christophe Hakim

Cela représente 22 hommes/an, dont 13 ITA.

Budgets

De 1991 à 1995 inclus, les budgets du DESPA pour le projet DISR, en matériels et missions, s'élèvent à 11,8 MF (soit 1,8 Meuros d'aujourd'hui).


À Cape Canaveral pour le lancement de Cassini/Huygens, le 15 octobre 1997

Le spectromètre infrarouge de DISR

Bruno Bézard — 2008-11-11T18:34:10Z

Le LESIA (anciennement DESPA) a été responsable de la fourniture de sous-systèmes du spectromètre infrarouge de DISR qui comprend deux voies : ULIS (Upward Looking Infrared Spectrometer) et DLIS (Downward Looking Infrared Spectrometer).

Ce spectromètre comporte deux champs de vue, l'un visant vers le haut (pour ULIS) et l'autre vers le bas (pour DLIS). Il forme ainsi des spectres sur deux barrettes linéaires de détecteurs InGaAs de 150 pixels chacune, donnant accès au domaine spectral 0,85 - 1,7 microns.


Le spectromètre infrarouge avec le plan focal, l'obturateur et le collet d'entrée des fibres optiques

Ces détecteurs sont issus du développement effectué par Thomson pour le satellite d'observation de la Terre SPOT 4. La résolution spectrale atteinte est de 15 à 20 nanomètres avec un échantillonage de 6 nanomètres/pixel.

Le champ observé par DLIS est centré à 20° du nadir et couvre 3x9°. Celui de ULIS, défini par un diffuseur et des écrans externes, couvre 170° en azimuth et l'intervalle 5-88° en angle zénithal. Les performances du détecteur, multiplexé par CCD (bruit de lecture 1000 e^- et rendement quantique 0,7 à 1,7 microns), sont excellentes.

L'électronique de proximité a été fournie par la société AETA. La caractérisation des détecteurs et de leur électronique a été effectuée au LESIA (anciennement DESPA), en collaboration avec le CERI (Orléans) pour la qualification en irradiation en protons des plans focaux.


Schéma du spectromètre infrarouge

Les images sont formées par une série de lentilles de quelques mm de diamètre, reliées aux fentes des spectromètres par des fibres optiques. Le concept de ces spectromètres est également très compact, utilisant des réseaux par transmission.

Lors des dernières centaines de mètres de la descente, une lampe de 20 W (munie d'un réflecteur adapté au champ de vue des instruments visant le bas) s'est allumée, de façon à augmenter considérablement le rapport signal à bruit des spectres de la surface.

Un obturateur (fourni par la société Etel) est placé devant la fente du spectromètre infrarouge de façon à effectuer régulièrement des mesures de courant d'obscurité des barrettes linéaires utilisées. Une lampe à filament (redondée) permet l'étalonnage interne des différents instruments, son flux étant distribué par un réseau de fibres optiques et des diviseurs de faisceaux.

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.

DISR sur Huygens

Bruno Bézard — 2008-11-09T17:14:25Z

Le LESIA (anciennement DESPA) a fourni des sous-systèmes infrarouges pour l'instrument optique DISR à bord de la sonde Huygens. Le 14 janvier 2005, durant toute la descente et après l'atterrissage de la sonde, DISR a enregistré images et spectres de l'atmosphère et de la surface de Titan. Depuis cet événement, les scientifiques du LESIA participent à l'analyse des données infrarouges recueillies.