6.2.1 Caractéristiques de l’instrument OMEGA
Jusqu’à présent dans cette thèse, nous avons utilisé des spectres ponctuels. L’imagerie hyperspec- trale permet de rajouter une dimension en obtenant cette information en plusieurs points contigus (pixels). Deux grands types de capteurs existent : les capteurs à balayage (” whisk-broom ”) et les capteurs à barrette (” push-broom ”). La différence est liée au mode d’acquisition puisque le premier type va analyser la lumière pixel par pixel tandis que le second est constitué d’une barrette de capteurs. Il peut donc acquérir une ligne de l’image instantanément. Dans les deux cas, l’image finale se forme au fur et à mesure que l’instrument avance.
En plus de la résolution spectrale, l’instrument a donc une résolution spatiale propre, contrôlée par l’angle du champ d’observation instantané de l’appareil et la distance entre l’instrument et le sol. Plus cette dernière sera faible, plus les objets détectables seront petits. Le champ d’observation instantané (IFOV, pour Instantaneous Field of View) correspond à l’angle d’observation pour un pixel, par opposition au champ d’observation total (FOV, pour Field of View) qui correspond à une ligne de l’image. Le champ d’observation instantané au sol (GIFOV pour Ground Instantaneous Field of View) correspond alors à la résolution spatiale au sol du pixel.
L’instrument OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glaces et l’Activité, Fig. 6.1) est un spectro-imageur visible et proche-infrarouge (Bibring et al., 2004). Il a été développé à l’origine pour la mission russe Mars 96 puis, après l’échec de cette mission, il a été repris sur la sonde Mars Express. Il est le fruit d’une collaboration internationale puisque sa construction a fait intervenir l’IAS (Institut
OMEGA
Mission Mars Express (ESA)
FOV 1.1° à 8.8° en fonction de l’altitude
GIFOV en mètres (altitude en kilomètres) < 350 (300) - < 1800 (1500) - < 4800 (4000)
Signal / Bruit > 100 : 1
Nombre de canaux 352
Détecteurs V (VNIR) C (SWIR) L (LWIR)
Gamme de longueur d’onde (µm) 0.38 - 1.05 0.93 - 2.73 2.55 - 5.10
Résolution spectrale (nm) 7 13 20
d’Astrophysique Spatiale, France), le LESIA (Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique, France), l’IFSI (Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario, Italie) et l’IKI (Institute for Space Reseach, Russie).
Fig. 6.1 – Instrument OMEGA (Crédits ESA)
Le spectromètre est composé de trois détec- teurs : V dans le visible, C pour le proche- infrarouge et L pour les grandes longueurs d’onde dans l’infrarouge. Dans le cadre de cette thèse, seules les deux premiers vont nous concerner. Le détecteur VNIR est une matrice CCD qui fonctionne en mode ”push broom”, tandis que les détecteurs SWIR et LWIR fonc- tionnent en mode ”whisk broom”. Les caracté- ristiques techniques de l’instrument sont dé- taillées dans le tableau 6.1.
La sonde évolue sur une orbite très elliptique : son altitude à l’apoastre est de 4000 km alors qu’elle n’est que de 250 km au périapse. En conséquence, la résolution spatiale va être comprise entre environ 350 et 4800 m par pixel. De plus, lorsque l’orbiteur se rapproche de la surface, la vitesse de défilement de celle-ci augmente. L’instrument adapte alors la largeur de la trace pour garder un temps d’intégration optimum (16, 32, 64 ou 128 pixels). Sa largeur totale va être comprise entre 5 et 600 km pour une longueur totale de 3000 km. Comme l’image est construite en même temps que la sonde avance et change d’altitude, cela va créer des traces évasées en fonction de la latitude, comme nous allons le voir dans le paragraphe suivant.
6.2.2 Préparation des données
6.2.2.1 Pré-traitement
La mosaïque que nous utiliserons pour cette étude a été préparée en utilisant 20 cubes de données acquis au cours des orbites 422, 444, 488, 521, 554, 576, 955, 966 et 988, entre mai et octobre 2004. Avant mosaïquage, plusieurs traitements successifs ont été effectués au laboratoire sur chaque cube de données :
– calibration instrumentale des voies visible et proche-infrarouge au moyen du logiciel fourni par l’IAS (Bibring et al., 2004; Bonello et al., 2005; Belluci et al., 2006) ;
– calage radiométrique et coregistration géométrique de la partie visible sur la partie proche- infrarouge, grâce à l’utilisation de points d’appui (voir la figure 6.2) communs entre les deux sous-cubes. Cette étape fait appel à une procédure systèmatique s’appuyant sur une grille de points réguliérement espacés (intervalle choisi : 10 pixels) couvrant l’image ; elle est basée sur une transformation appliquée à l’image, découlant d’un calcul de corrélation globale détermi- nant pour la voie visible la position optimale pour l’homologue de chaque point d’appui. Les degrés de liberté autorisent une translation en x, en y, la prise en compte d’un effet de grandisse- ment/contraction et de rotation. Du fait de la plus haute résolution spatiale de la voie infrarouge, une fenêtre de moyennage glissant (3x5 pixels) a été préalablement appliquée à l’image infrarouge qui a donc été ”dégradée” à une résolution proche de celle de la voie visible (communication IAS, vérification numérique faite en variant la taille de la fenêtre) ;
6.2 Jeu de données
Fig. 6.2 – Coregistration géométrique entre le visible (à gauche) et l’infrarouge (à droite). La grille des points d’appui utilisés pour registrer l’image visible sur l’image infrarouge est ici représentée sur l’exemple traitant de la scène 488_3.
deux capteurs (de 926 à 1069 nm). L’infrarouge sert de référence, la radiométrie dans le visible étant considérée moins fiable ;
– élimination des canaux les plus bruités, c’est-à-dire ceux qui correspondent aux limites des do- maines d’acquisition des capteurs. Nous obtenons alors une image-cube constituée de 185 canaux allant de 491 à 2605 nm.
– transformation des données obtenues en facteur de réflectance, celles-ci étant au départ en facteur de radiance. Pour cela, l’intensité dans chaque pixel est divisée par le cosinus de l’angle d’incidence sous lequel il est éclairé.
– géoréférencement et mosaïquage sur la base du géoréférencement de la voie infrarouge pour aboutir à une mosaïque hyperspectrale dans le domaine visible-proche-infrarouge et couvrant la région d’étude.
6.2.2.2 Construction de la mosaïque
Le système de projection utilisé est de type cylindrique équidistant, avec une résolution spatiale de 32 pixels/degré. La mosaique finale s’étend de 47.0° Est à 78.8° Est et de 23.9° Sud à 41.5° Nord. La figure 6.3 présente la variation de l’albédo à 0.55 µm sur l’ensemble de cette mosaïque.
La figure 6.4 permet de la replacer par rapport au contexte. Nous pouvons constater que la majeure partie de l’édifice volcanique est comprise dans la mosaïque, tout comme la croûte noachienne au nord et au sud. La mosaïque inclut aussi la région de Nili Fossae, prés d’Isidis Planitia.
6.2 Jeu de données
Fig. 6.4 – Localisation des traces OMEGA par rapport à la carte géologique de Mars (Greeley et Guest, 1987; Skinner et al., 2006). Pour le contexte, voir le chapitre 2 figure 2.15 page 40.