Instrumentation scientifique à bord de la mission Cassini-Huygens

2.2.1 La sonde Cassini

La sonde Cassini est équipée de 12 instruments scientifiques (Fig. 2.3). Ces 12 instruments sont répartis selon 3 groupes ou « thèmes » : les instruments d’optique (CIRS, ISS, UVIS, VIMS), de micro-ondes (RADAR, RSS) et de mesure de champs/particules/ondes (CAPS, CDA, INMS, MAG, MIMI, RPWS).

Le Composite InfraRed Spectrometer (CIRS) est composé de deux interféromètres ayant pour but de mesurer les phénomènes d’émission par les atmosphères, les anneaux et les surfaces, dans le domaine de l’infrarouge thermique entre 7 µm et 1 mm, afin d’en déduire leur composition et leur température (Flasar et al.,2004).

L’Imaging Science Subsystem (ISS) est un instrument composé de deux caméras haute résolu-tion équipées de divers filtres opérant entre 0,2 et 1,1 µm. ISS a pour but l’étude des atmosphères de Saturne et de Titan, des surfaces des satellites de glace et des anneaux de Saturne (Porco et al., 2004). L’instrument ISS sera présenté dans la Section 5.2.

L’UltraViolet Imaging Spectrograph (UVIS) est composé de 4 télescopes opérant dans le do-maine de l’Ultra-Violet (UV) entre 55,8 et 190 nm. Son but est d’aider à déterminer la composition, la distribution, la teneur en aérosols et la température des atmosphères dans le système de Saturne (Esposito et al.,2004).

Le Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) est un spectro-imageur opérant entre 0,35 et 5,1 µm et ayant pour but de cartographier et d’identifier la composition chimique des atmo-sphères, des anneaux et des surfaces des satellites de Saturne. Il est composé de deux détecteurs (l’un dans le domaine du visible, l’autre dans le domaine de l’infrarouge) (Brown et al., 2004). C’est sur l’analyse des données collectées par cet instrument que le LPGNantes est principalement impliqué. L’instrument VIMS sera présenté dans la Section 5.3.

Le Cassini Radar (RADAR) est un radar fonctionnant en bande Ku (2,17 cm, 13,78 GHz). Il sert à étudier la surface de Titan en acquérant 4 types de données : imagerie SAR, altimétrie, radiométrie, diffusimétrie (Elachi et al.,2004). Le RADAR sera présenté dans la Section 6.2.

Le Radio Science Subsystem (RSS) sert à étudier les compositions, les pressions et les tempéra-tures au sein des atmosphères et des ionosphères, la structure radiale et la distribution en taille des particules des anneaux, les masses des corps ou systèmes planétaires ainsi que les ondes de gravité. RSS utilise le système de communication radio de Cassini ainsi que les antennes réceptrices au sol pour des mesures de réfractions, de décalages Doppler, ou de modifications des signaux radios engendrés lors d’occultations de la sonde par un corps planétaire (Kliore et al.,2004).

Le Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) est un instrument qui mesure les flux d’ions et d’élec-trons en fonction de leurs masse et énergie par charge, ainsi que leur angle d’arrivée par rapport à la sonde, dans le but d’explorer les molécules provenant de l’ionosphère de Saturne, d’étudier le champ magnétique de Saturne, son plasma (particules ionisées) et les vents solaires présents dans cette magnétosphère (Young et al.,2004).

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FIGURE 2.3 – Schéma de la sonde Cassini avec l’emplacement des différents instruments. Sources :Matson et al.(2002) etNASA(2004).

particulaire dans le système de Saturne, et d’explorer les propriétés physiques, chimiques et dyna-miques de ces particules, ainsi que leurs interactions avec les anneaux de Saturne, les satellites de glace et la magnétosphère de Saturne (Srama et al.,2004).

L’Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) a pour but de mesurer la structure et la compo-sition des ions positifs et espèces neutres dans la haute atmosphère de Titan, la magnétosphère de Saturne, les satellites de glace et les anneaux (Waite et al.,2004).

Le dual technique MAGnetometer (MAG) a pour but de permettre le développement d’un modèle 3D de la magnétosphère de Saturne, de déterminer l’état magnétique de Titan, de son atmosphère et des autres satellites de glace et leurs interactions avec la magnétosphère de Saturne (Dougherty et al.,2004).

Le Magnetospheric IMaging Instrument (MIMI) doit mesurer la composition, l’état de charge et la distribution en énergie des ions et électrons, détecter les espèces neutres et effectuer de l’ima-gerie à distance de la magnétosphère de Saturne, afin d’en déduire la configuration globale et la dynamique de la magnétosphère de Saturne, et ses interactions avec les vents solaires, l’atmosphère de Saturne, de Titan, des anneaux et des satellites de glace. MIMI est aussi capable d’imager les plasmas chauds (états de charge et composition élémentaire) (Krimigis et al.,2004).

Le Radio and Plasma Wave Science (RPWS) doit mesurer les champs électriques et tiques ainsi que la densité d’électrons et la température des milieux interplanétaires et des magné-tosphères planétaires. Il doit aussi obtenir des données servant à étudier l’ionosphère, le plasma et les éclairs dans l’atmosphère de Saturne (Gurnett et al.,2004).

instru-28 CHAPITRE2 : La mission Cassini-Huygens

ments d’imagerie ISS, VIMS et RADAR. 2.2.2 Le module Huygens

Le module Huygens est un atterrisseur destiné à se poser à la surface de Titan. Il comporte deux parties. Une première partie, l’ENtry Assembly (ENA) gère l’entrée et la descente du module Huygens dans l’atmosphère de Titan, jusqu’au largage de la seconde partie, le Descent Module (DM) contenant l’instrumention scientifique (Fig. 2.4). Le DM contient à son bord 6 instruments scientifiques (Fig. 2.4).

Le Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) est un instrument multi-capteurs (ac-céléromètres, thermomètre, manomètre, capteur de champ électrique, microphone) ayant pour but de contraindre les propriétés physiques et électriques de l’atmosphère de Titan (Fulchignoni et al., 2002).

Le Doppler Wind Experiment (DWE) a pour but de contraindre les directions et la force des vents zonaux sur Titan ainsi que d’établir un profil vertical de vitesses de vents. L’instrument a aussi pour but de déterminer la localisation et l’orientation du module Huygens en reconstituant ses mouvements lors de la descente et au moment de l’impact (Bird et al.,2002).

Le Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) est un instrument de télédétection possédant de multiples capteurs : des photomètres (lumière violette) orientés vers le haut et vers le bas du module, des spectromètres opérant dans les domaines du visible et de l’infrarouge, trois imageurs opérant entre 0,66 et 1 µm et possédant diverses résolutions pour regarder sur le côté (1 imageur) et vers le bas (1 imageur haute résolution et 1 imageur basse résolution) du module, un capteur d’auréole solaire (à 550 et 939 nm) et un capteur solaire pour mesurer la vitesse de rotation du module lors de la descente (Tomasko et al.,2002).

L’Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) a pour but de collecter les aérosols présents à diffé-rentes altitudes dans l’atmosphère de Titan au cours de la descente du module Huygens afin qu’ils soient ensuite analysés par le GCMS après pyrolyse (Israel et al.,2002).

Le Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) a pour but d’analyser les composés atmosphériques présents entre 170 km d’altitude et la surface, d’établir les rapports isotopiques des gaz majeurs de l’atmosphère et d’analyser les échantillons prélevés par l’ACP dans le but de contraindre la chimie des composés potentiellement présents en surface (Niemann et al.,2002).

Le Surface Science Package (SSP) est un instrument multi-capteur ayant pour but de contraindre les propriétés physico-chimiques de la surface de Titan. SSP possède un capteur permettant de dé-terminer les mouvements du module après atterrissage, dans le cas où celui-ci atterrirait dans un liquide, ainsi que la profondeur de ce liquide (Zarnecki et al.,2002).

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30 CHAPITRE2 : La mission Cassini-Huygens