LESIA - Observatoire de Paris

VIMS sur Cassini

mercredi 1er décembre 2010, par Pierre Drossart, Stéphane Erard

VIMS est un imageur spectral visible et infrarouge (0,35-5,2 µm) embarqué à bord de l’orbiteur de la mission Cassini/Huygens. VIMS/Cassini étudie Saturne et son système depuis janvier 2005 pour en déterminer la composition atmosphérique et minéralogique.

Description de l’instrument

Schéma de la voie visible VIMS-V
Schéma de la voie visible VIMS-V

L’instrument VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) est le spectro-imageur de la mission Cassini. Tant sur le plan technique que sur celui des objectifs scientifiques, l’instrument VIMS est proche de l’instrument OMEGA/Mars-Express, également conçu au début des années 90. L’instrument est un spectromètre à réseau composé d’une voie infrarouge proche (1-5 µm) ponctuelle (développée au JPL) et d’un spectro-imageur visible (0,35-1,0 µm) de fabrication italienne. Un système de balayage permet de reconstituer des cartes spectrales continues des cibles observées avec une résolution similaire en infrarouge et en visible. L’instrument VIRTIS constitue la génération suivante de ce type d’instrumentation, utilisant notamment des détecteurs IR bidimensionnels et incluant une voie à haute résolution spectrale.

Objectifs scientifiques et résultats

Les objectifs scientifiques de l’expérience VIMS/Cassini concernent de très nombreux aspects de l’évolution physico-chimique de Saturne et de son système.

L’instrument est conçu pour une étude optimale de la composition minéralogique et glaciologique des satellites de Saturne, dans la diversité de leurs degrés d’évolution : on distingue en particulier de fortes variations d’âge d’exposition au bombardement météoritique ainsi qu’à l’irradiation par des rayonnements énergétiques, qui sont à l’origine d’une chimie organique riche et spécifique.

Spectres d'occultation solaire par Titan
Spectres d’occultation solaire par Titan

Sur Titan, VIMS permet d’étudier le cycle météorologique du méthane et de l’éthane avec l’observation, à latitude moyenne, de nuages convectifs de méthane qui évoluent et se dissipent en quelques heures et, au-delà de 50°N, d’un vaste nuage d’éthane dans la troposphère. La détection d’émission thermique de CO à 5 µm a permis une mesure de son abondance stratosphérique. Une occultation solaire dans l’hémisphère sud a fourni le profil vertical d’extinction des aérosols de 1 à 5 µm, avec notamment une absorption à 3,4 µm due à des composés organiques complexes (thèse d’A. Bellucci). Des résultats marquants ont aussi été obtenus sur la surface de Titan et des autres satellites de Saturne :

  • Détection possible d’un cryo-volcan à la surface de Titan
  • Détection d’une région anormalement brillante à 5 µm sur Titan qui pourrait être associée à un événement géophysique récent
  • Mise en évidence de glace d’eau amorphe et cristalline, de glace de CO2 et de composés organiques au pôle sud d’Encelade
  • Détection de glace de CO2 sur le matériau sombre de Japet
  • Détection d’hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAHs) sur Phoebe et sur une région sombre de Japet

L’étude des anneaux de Saturne constitue un autre objectif de VIMS, qui permet d’en déterminer la composition (minéraux, organiques et glaces) en fonction de la distance à Saturne, et d’en suivre les variations au cours du temps.

VIMS contribue enfin à l’étude de l’atmosphère de Saturne, de même que l’instrument CIRS. Son domaine spectral est analogue à celui de NIMS/Galileo en orbite autour de Jupiter depuis 1996 (il est même étendu vers le visible), et les résolutions spectrale et spatiale sont nettement meilleures. Les modèles établis dans le cadre de la préparation de NIMS/Galileo avaient montré qu’il est possible d’étudier les composants minoritaires de l’atmosphère profonde (tels H2O) ainsi que les composants thermodynamiquement instables (tels PH3 ou GeH4) qui sont des traceurs de la convection verticale de l’atmosphère. La structure nuageuse et la dynamique de l’atmosphère sont aussi des sujets privilégiés d’étude pour VIMS.

Autres cibles

Ces objectifs ont été adaptés aux cibles observées sur le parcours de Cassini : Vénus, le système Terre-Lune et Jupiter.

Avec les observations de Vénus et du Système Terre-Lune en 1999-2000, l’instrument a été utilisé pour la première fois sur des cibles planétaires. Les calibrations ont pu être ainsi reprises sur les objectifs réels, ce qui s’est avéré particulièrement important pour la voie visible VIMS-V, dont la calibration au sol s’est révélée insuffisante. VIMS-V a notamment obtenu des spectres de la face nocturne de Vénus, mettant en évidence le spectre thermique dans une région alors mal connue entre 0,8 et 1,1 microns (abondamment observée depuis avec VIRTIS sur Venus-Express).

La sonde Cassini a ensuite survolé Jupiter en décembre 2000, ce qui a donné lieu aux premières observations planétaires avec la voie infrarouge de VIMS, et à une série d’observations croisées avec les instruments de la sonde Galileo alors active en orbite jovienne. Les objectifs étaient d’une part de compléter les observations NIMS/Galileo et d’opérer une calibration croisée des deux instruments, d’autre part d’utiliser la haute sensibilité de VIMS pour accéder à des mesures plus fines que celles autorisées par NIMS/Galileo, en particulier dans les bandes du méthane et de H3+ entre 3 et 3,5 µm. Le domaine spectral de VIMS est en effet analogue à celui de NIMS (il est même étendu vers le visible), mais ses résolutions spectrale et spatiale sont nettement meilleures.

Les observations de Jupiter obtenues en décembre 2000 ont permis les résultats suivants :

  • Première cartographie des émissions de fluorescence de CH4 montrant les profils centre/limbe qui donnent des informations sur la répartition spatiale de ces émissions. Détectées pour la première fois par ISO, mais sans résolution spatiale, ces émissions permettent un diagnostic fin de régions atmosphériques de la mésosphère, où les dépôts d’énergie sont encore mal compris,
  • Emissions de H3+ à l’équateur et aux pôles, avec des angles de phase importants : ces mesures donnent accès à la variation diurne de la quantité de H3+, formé par photochimie — une mesure inaccessible du sol.

Liens utiles

- Site Cassini, NASA
- Site VIMS, LPL

Personnels LESIA impliqués

P. Drossart, B. Sicardy, M. Combes (team members)

VIMS, développée au JPL, a un statut d’expérience particulier. L’équipe scientifique est composée de team members plutôt que de co-Is. Le "team leader" est R. H. Brown (Tucson University, Az, USA)

Thèse soutenue

Aurélie Bellucci. Analyse d’occultations solaires et stellaires par Titan observées par l’instrument Cassini/VIMS (2008)