Performances

Bruit et précision des données Le bruit des données OMEGA est dominé par le bruit dit « de lecture » qui intervient lorsque les puits qui récupèrent les électrons générés par les pixels du capteur CCD sont ouverts afin d’en quantifier les charges présentes. Des charges peuvent parfois de manière aléatoire passer d’un puit à l’autre ou être mal lues par l’électronique. Une description plus détaillée de ce phénomène inhérent à la techno-logie CCD peut se trouver dans la thèse de Thomas Plisson, en français (Plisson, 2012). Ce bruit est fixe pour tous les spectels a été quantifié par les constructeurs de l’instrument

FIGURE 2.3 – Rapport signal-sur-bruit d’un spectre OMEGA dans un cas très défavo-rable : un terrain sombre est observé à haute incidence solaire (80°) à l’aphélie (distance Mars-Soleil maximale). Figure modifiée depuisLangevin et al.(2007).

La température de fonctionnement nominal des détecteurs des voies C et L est -193°C (Bibring et al.,2004;Bonello et al.,2005) et est enregistrée au début de chaque balayage lors de l’acquisition des données. Ces températures sont lisibles dans le géocube et seules les données enregistrées avec une température suffisament basse (T < -193 °C) ont été considérées durant cette thèse.

Calibration à bord La réponse radiométrique du système « optique + capteurs » d’ OMEGA est mesurée au début de chaque orbite (pour les voies C et L) ou au début de chaque cube (pour la voie VIS) à l’aide d’une lampe de calibration dont la puissance d’éclairement est connue (4 niveaux en séquence). L’évolution de cette calibration en vol (OBC pour « On Board Calibration ») pour les trois voies d’OMEGA est ainsi lisible dans les premières lignes des données brutes correspondantes (« idat ») et est montrée sur la figure2.4. Les niveaux de calibration des voies VIS et C sont restés relativement stables durant toute la mission, par comparaison au niveau d’OBC la voie L qui a subi de très fortes et nombreuses variations. Ces variations sont causées par un problème

thermo-mécanique d’origine inconnue et non prédictible. Il est intriguant de remarquer que depuis la mort de la voie C (orbite 8485), le niveau de calibration de la voie L est resté très stable.

FIGURE 2.4 – Evolution en fonction du numéro d’orbite : (en haut) des niveaux de cali-bration des voies VIS, C et L d’OMEGA mesurés à bord au début de chaque orbite (le niveau de calibration de la voie VIS est normalisé pour tenir sur la même échelle) et (en bas) du nombre de spectels valides pour l’ensemble de l’instrument. Un problème thermo-mécanique d’origine inconnue est responsable des variations de calibration de la voie L. La voie C a cessé de fonctionner après l’orbite 8485 et la voie L est depuis plus stable qu’auparavant.

On a vu que les données brutes d’OMEGA sont converties en valeurs de luminance énergétique spectrales à l’aide une division par la fonction instrumentale de transfert (« ITF » pour l’acronyme anglais). L’ITF classique de la voie L a été mesurée à partir du niveau de calibration nominal (mesuré sur terre) et toute variation du niveau de ca-libration lors de l’enregistrement empêche donc d’obtenir des valeurs physiques à partir de cette unique ITF. La résolution de ce problème majeur vis-à-vis de la quantification physique de toutes les données de la voie L a fait l’objet d’une partie de la thèse de Denis Jouglet dans l’équipe il y a six ans (Jouglet, 2008). La méthode développée est décrite dans la section2.1.2.4et sa validité est analysée dans le chapitre suivant (section3.3.2).

On voit sur le graphique du bas de la figure 2.4 l’évolution du nombre de spectel de l’ensemble des trois voies d’OMEGA au cours de la mission. Ce nombre diminue régulièrement depuis les 352 spectels originaux au rythme des défaillances des pixels des barettes CCD, notamment par collision avec des rayons cosmiques très énergétiques. La chute brutale correspond à l’arrêt du refroidisseur du détecteur de la voie C après l’orbite

« 64 :* »)

Le phénomène 80 :95 affecte systématiquement un spectel sur deux avec une parité aléa-toire (lignes paires ou impaires). En raison de sa régularité, il est possible de le corriger de manière satisfaisante par interpolation spatiale (l’information est perdue de toute manière pour les spectels affectés) une fois que le type de parité a été identifié (lignes impaires à partir du spectel 12 et lignes paires à partir du spectel 28 ou l’inverse). On peut également exclure de toute analyse les spectels deffectueux. Certains cubes 128 entre l’orbite 524 et 2123 présentent d’autres perturbations de type unique, plus importantes (comme le cube 576_2, perturbé à toutes les longueurs d’ondes) et certains ne sont pas du tout perturbés (comme le 576_4). Le phénomène 64 :*, de plus faible amplitude, est quant à lui plus ir-régulier, ce qui nécessite une identification manuelle de la perturbation et complique ainsi considérablement sa correction. Dans la pratique, selon la résolution spatiale de l’analyse que l’on veut mener, on pourra corriger l’effet 80 :95 pour les orbites 523 à 2123 ou en exclure les données avec celles des colonnes 64 :* des orbites 2123 à 3283 pour éviter toute contamination de nos résultats par ces pixels erratiques.

FIGURE2.5 – Exemple des deux perturbations erratiques de spectels des modes 128. Les images (couchées) sont des observations d’OMEGA de la surface de Mars à des spectels différents. Seules certaines orbites sont concernées par les perturbations. En général, un spectel sur deux est affecté et les troies voies d’OMEGA sont affectées.

Les détecteurs d’OMEGA peuvent parfois saturer devant le trop important flux in-cident. En principe, les paramètres des observations (notamment le temps d’intégration) sont choisis pour éviter toute saturation mais certains spectres le sont tout de même. La

saturation est alors visible sur la voie C dans la région autour de 1.5 µm où les réflectances de la surface sont typiquement les plus élevées et la chaine de détection très sensible : une bande d’absorption artificielle apparaît alors. On peut repérer les données saturées en vé-rifiant que le niveau de charge du détecteur après l’observation n’est pas réduit à sa valeur minimale (~400 DU) ou en visualisant un palier de saturation dans cette région spectrale.