LESIA - Observatoire de Paris

Soutenance de thèse d’Aurélie Bellucci le 31 octobre 2008

"Analyse d’occultations solaires et stellaires par Titan observées par l’instrument Cassini/VIMS"

Vendredi 31 octobre à 11h dans l’amphithéâtre du LAM

Résumé

L’observation d’occultations du Soleil et d’étoiles par Titan permet d’étudier l’atmosphère épaisse de ce satellite de Saturne du point de vue de sa composition en gaz et en aérosols. Le principe de ces observations, réalisées par le spectro-imageur visible/infrarouge VIMS de la sonde Cassini, est de mesurer la transmission du flux solaire ou stellaire à travers l’atmosphère de Titan.

Les données sont constituées d’un ensemble de courbes de lumière à différentes longueurs d’onde et d’un ensemble de spectres pour différentes altitudes de visée. L’étude des courbes de lumière met en évidence qu’il s’agit d’occultations par absorption et non par réfraction différentielle comme c’est le cas pour les occultations observées depuis la Terre. La baisse de signal observée est donc due à l’absorption du flux lumineux par le gaz et les aérosols de l’atmosphère. Les spectres en transmission présentent des bandes d’absorption du méthane à 1,2, 1,4, 1,7, 2,3 et 3,3 μm et du monoxyde de carbone à 4,7 μm. Un code de transfert radiatif en géométrie sphérique et utilisant la méthode du calcul raie par raie a été développé afin de modéliser les bandes observées. L’étude du méthane est centrée principalement sur la bande à 2,3 μm. Au dessus, de 200 km, nos données sont compatibles avec une abondance uniforme de 1,4-1,6% telle que mesurée par d’autres instruments. En-dessous de 200 km, un effet systématique mal compris empêche une mesure fiable. La molécule de CO est détectée en-dessous de 180 km. Une abondance de 33±10 ppm est mesurée entre 70 et 130 km d’altitude. En dessous de 500 km environ, une absorption supplémentaire, centrée en 3,4 μm se mèle à la bande du méthane à 3,3 μm. Cette bande caractérise la vibration des liaisons C − H au sein de longues chaînes aliphatiques rattachées à de larges molécules organiques qui composent les aérosols. L’absorption des aérosols fixe le niveau de continu des spectres étudiés. Celle-ci est plus forte à courtes longueurs d’onde et augmente lorsque l’altitude décroît. Un code d’inversion du continu a été développé afin de déterminer le profils de densité et de modéliser la transmission des aérosols. L’hypothèse de départ est que les aérosols sont des agrégats fractals composés de sphères de 0,05 μm de rayon dont les propriétés optiques sont celles des tholins de Khare et al. (1984). Les modèles de transmission obtenus révèlent que seuls les agrégats comportant plus de 1 000 sphères sont compatibles avec les observations. De plus, l’absence dans nos données des deux absorptions caractéristiques à 3 et 4,6 μm soulignent les différences significatives entre les tholins et les aérosols réels. Les profils de densité des aérosols indiquent une augmentation exponentielle en dessous de 450 km, caractérisée par une échelle de hauteur de l’ordre de 60 km pour les données de l’occultation solaire (71 !S) et de l’ordre de 50 km pour celle de l’occultation de Gamma Crucis (24 !N). L’écart constaté est peut-être attribuable à la différence de latitude entre ces deux observations. Enfin, les données de l’occultation rasante d’Antarès comportent de nombreux spikes attribués à des ondes de gravité se propageant dans l’atmosphère de Titan.