2.5
PRÉSENTATION DE LA MISSION ET DU CAPTEUR
THEMIS
La mission Mars Odyssey a été lancée le 7 avril 2001 du Centre Spatial Kennedy en Floride. Elle a atteint Mars, 200 jours après son décollage soit le 24 Octobre 2001. La mission scientifique a débuté courant 2002 jusqu’en 2004 et depuis elle est en extension de mission. L’orbite de la sonde est quasi-polaire et est synchrone avec le soleil.
Cette sonde a à son bord trois instruments qui sont le Gamma Ray Spectro-
meter(ou GRS), le Thermal Emission Imaging System (ou THEMIS) et le Mars
Radiation Environment Experiment (ou MARIE). Le GRS permet d’analyser la
composition chimique de la surface martienne, plus précisément, de déterminer l’abondance et la distribution de certains éléments de la surface comme l’hy- drogène et donc de détecter la présence d’eau à de faibles profondeurs. MARIE mesure les radiations à la surface de Mars et celles de l’espace. Les objectifs de THEMIS, à bord de la sonde, sont d’étudier la minéralogie de différents dépôts et de détecter des traces d’altération dans des environnements hydrothermaux ou ayant été marqués par la présence d’eau stagnante.
THEMIS est un capteur multi-spectral, de mode pushbroom, dans le do- maine visible (Vis)/proche infrarouge (p-I) et aussi dans l’infrarouge (I). Les images dans le domaine visible de THEMIS sont acquises dans un plan focal de 1024x1024 pixels avec une différentiation spectrale de 5 bandes d’une largeur d’environ 1 µm (Table 2.2). La résolution spatiale est de 18 m/pixel et une largeur d’image aux alentours de 20 km.
Bandes (µm) 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Vis/p-I 0.42 0.54 0.65 0.74 0.86
Infrarouge 6.78 6.78 7.93 8.56 9.35 10.21 11.04 11.79 12.57 14.88
TABLE2.2. Table récapitulative des bandes spectrales de THEMIS
Dans le domaine de l’infrarouge, THEMIS utilise un microbolomètre avec 320 pixels ayant une acquisition perpendiculaire au capteur ("cross-tracking") et 240 pixels situés dans l’alignement de celui-ci ("down-track") et le champ de vue instantané est de 100 m/pixel avec une largeur d’image de 32 km, environ. Lors de l’acquisition d’une image, Mars est en rotation quasiment dans la direction du "cross-tracking" car la sonde est en orbite quasi-polaire. Ceci explique le décalage des images en est-ouest et ce décalage s’inverse selon que l’on est en orbite descendante pour les images de jour ou en orbite ascendante pour les acquisitions de nuit. La différentiation spectrale dans l’infrarouge se réalise par l’intermédiaire de 10 bandes allant de 7 µm à 15 µm (Table 2.2). Les bandes 1 et 2 sont doublées pour augmenter le rapport signal/bruit de cette région spectrale, utilisées pour la détection de bandes d’absorption caractéristiques de minéraux
et la bande 10 est une bande atmosphérique qui correspond à la principale bande
d’absorption du CO2.
L’orbite de Mars Odyssey est intéressante car elle permet d’avoir des tem- pératures de nuit (quelques heures avant l’aube) aux moyennes latitudes et près de l’équateur. A ces latitudes et à cette heure-ci, l’éclairement, l’albédo et les ef- fets de pentes n’agissent presque plus sur la thermique, ne reste plus alors qu’à déterminer l’influence des propriétés physiques intrinsèques du terrain observé. Pour étudier le comportement thermique de la surface de Mars, l’utilisation de la bande 9 de THEMIS s’avère la plus judicieuse. Cette bande a le plus grand rapport signal/bruit et est relativement transparente à la poussière atmosphérique. La température obtenue est la température de brillance et donne ainsi la meilleure approximation de la température de surface. De plus, THEMIS fournit des in- formations minéralogiques permettant d’identifier les minéraux de surface (e.g., Bandfield et al. 2004b;a, Christensen et al. 2000; 2003; 2004).
2.6
CONCLUSION
THEMIS a permis d’acquérir des images thermiques de la surface martienne avec une résolution bien meilleure que celles des précédentes missions. Ainsi les données thermiques offrent la possibilité d’une étude à plus petite échelle de phé- nomènes de variations de température de surface. Elle est obtenue en considérant le bilan d’énergie entre la surface et l’atmosphère. Cependant, plusieurs facteurs peuvent être à l’origine des variations de température d’une surface observée, en présence ou non d’une atmosphère. Le première type de facteur est lié aux propriétés physiques du matériau de surface et le second est lié à des phénomènes externes.
Les facteurs qui influenceront la température sont la conductivité thermique, la densité et la capacité calorifique du matériau de surface. L’inertie thermique, qui est fonction de la densité, de la conductivité thermique et de la capacité ther- mique est une propriété de surface que l’on mesure. Par contre, les trois facteurs précédents peuvent varier avec la profondeur. Toutefois, l’inertie thermique est de loin le facteur ayant l’impact le plus important sur la température. L’inertie thermique de la surface permet de remonter à la nature de la roche avec une re- lative confiance. En effet, on sait que l’inertie thermique d’une roche dépend de sa conductivité thermique qui sur Mars ne dépend essentiellement que de la taille des grains. Dans le cas d’une inertie thermique faible, correspondant à une faible conductivité thermique, est associée à une roche friable telle que du sable ou de la poussière. Une forte inertie thermique, donc une conductivité thermique forte, peut être associée à une roche indurée tel que du basalte ou des sédiments indurés. Les variations d’albédo provoquent une augmentation de la température maximale atteinte par la surface au cours de la journée. La pression influe seule- ment sur l’efficacité du refroidissement au cours de la nuit. L’orientation de pente