Résumé

VIMS est un imageur spectral visible infrarouge (0.35 - 5 2 µm), embarqué à bord de l'orbiteur Cassini de la mission Cassini/Huygens, destiné à cartographier Saturne et son système pour en déterminer la composition (surface et/ou atmosphère). Après le survol de Vénus en juin 1999, la sonde Cassini est passée en décembre 2000 et a permis les premières observations planétaires avec la voie infrarouge de VIMS. Les objectifs étaient, pour partie de compléter et d'opérer une calibration croisée VIMS/Cassini NIMS/Galileo, d'autre part de bénéficier de la haute sensibilité de VIMS pour permettred 'accéder à des mesures plus fines que celles autorisées par NIMS, en particulier dans les bandes du méthane et de H3+ entre 3 et 3,5 mm.

Objectifs Scientifiques

L'instrument VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) est une "facilité" sur la mission CASSINI. Tant au plan technique qu'à celui de ses objectifs scientifiques, l'instrument VIMS est proche de l'instrument OMEGA /Mars 96. Les objectifs scientifiques de l'expérience VIMS-CASSINI concernent de très nombreux aspects de l'évolution physico-chimique de Saturne et de son système, mais ces objectifs peuvent également être adaptés aux cibles observées sur le parcours de Cassini, Venus, le système Terre-Lune et Jupiter.
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.
Les anneaux de Saturne constitueront un second objectif de VIMS, qui permettra d'en déterminer la composition chimique minérale, organique et glaciaire en fonction de la distance à Saturne, et d'en suivre les variations dans le temps.
VIMS contribuera efficacement à l'étude de Titan. Les aérosols organiques présents dans la stratosphère de Titan possèdent de nombreuses signatures spectrales dans l'infrarouge proche. VIMS en permettra l'identification et le suivi spatio-temporel. On sait par ailleurs que l'abondance apparente de méthane sur Titan varie considérablement avec la longueur d'onde. C'est un effet de la diffusion des photons par les aérosols. La diffusion diminue dans l'infra-rouge où l'on peut penser atteindre et "voir" des zones assez profondes de l'atmosphère de Titan. Il existe en particulier à 1.05, 1.25, 1.50, 2.0 et 2.5 microns, des fenêtres qui pourraient permettre d'observer avec un contraste significatif la couche principale des nuages troposphériques de méthane. On aurait alors un accès direct d'une part à un paramètre gouvernant le bilan thermique troposphérique, mais aussi à un traceur efficace de la dynamique et de la circulation atmosphérique.
VIMS contribuera enfin à l'étude de l'atmosphère de Saturne (et de Jupiter lors du survol). Son domaine spectral est analogue à celui de NIMS-Galileo et même étendu vers le visible. Sa résolution spectrale et spatiale est nettement meilleure. Les modèles établis dans le cadre de la préparation de NIMS-Galileo montrent qu'il sera 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 seront aussi des sujets privilégiés d'étude pour VIMS.
Après 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. Des observations par VIMS-V de quelques spectres de Venus sur la face nocturne, pour la mise en évidence du spectre thermique dans une région mal connue encore entre 0.8 et 1.1 microns.

Sur Jupiter, les observations 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 mésosphères, 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.
• Comparaison des spectres NIMS/VIMS aux fins de calibration croisée entre les deux instruments

Calendrier du projet

• lancement Cassini : octobre 1997
• survols Vénus : 21/04/98 et 20/06/99
• survol Terre : 16/08/99
• survol Jupiter : 30/12/2000
• arrivée à Saturne : juillet 2004

Liens utiles

http://saturn.jpl.nasa.gov/index.cfm
http://vims.lpl.arizona.edu/

Collaborateurs extérieurs

Institut d'Astrophysique Spatiale (Orsay): JP Bibring, Y. Langevin
Université de Nantes: C. Sotin
Tucson University, USA: R. H. Brown (Team Leader)
JPL, Pasadena: K. Baines
Cornell University, USA: P. Nicholson

Collaborateurs du LESIA impliqués

P. Drossart, B. Sicardy, M. Combes