mercredi 1er décembre 2010, par Pierre Drossart, Stéphane Erard
VIMS est un imageur spectral visible et infrarouge (0,35-5,2 µm) embarquĂ© Ă bord de l’orbiteur de la mission Cassini/Huygens. VIMS/Cassini Ă©tudie Saturne et son système depuis janvier 2005 pour en dĂ©terminer la composition atmosphĂ©rique et minĂ©ralogique.
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, Ă©galement conçu au dĂ©but des annĂ©es 90. L’instrument est un spectromètre Ă rĂ©seau composĂ© d’une voie infrarouge proche (1-5 µm) ponctuelle (dĂ©veloppĂ©e 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 observĂ©es avec une rĂ©solution similaire en infrarouge et en visible. L’instrument VIRTIS constitue la gĂ©nĂ©ration suivante de ce type d’instrumentation, utilisant notamment des dĂ©tecteurs IR bidimensionnels et incluant une voie Ă haute rĂ©solution spectrale.
Les objectifs scientifiques de l’expĂ©rience VIMS/Cassini concernent de très nombreux aspects de l’Ă©volution physico-chimique de Saturne et de son système.
L’instrument est conçu pour une Ă©tude optimale de la composition minĂ©ralogique et glaciologique des satellites de Saturne, dans la diversitĂ© de leurs degrĂ©s d’Ă©volution : on distingue en particulier de fortes variations d’âge d’exposition au bombardement mĂ©tĂ©oritique ainsi qu’Ă l’irradiation par des rayonnements Ă©nergĂ©tiques, qui sont Ă l’origine d’une chimie organique riche et spĂ©cifique.
Sur Titan, VIMS permet d’étudier le cycle mĂ©tĂ©orologique du mĂ©thane et de l’éthane avec l’observation, Ă latitude moyenne, de nuages convectifs de mĂ©thane qui Ă©voluent et se dissipent en quelques heures et, au-delĂ de 50°N, d’un vaste nuage d’éthane dans la troposphère. La dĂ©tection d’émission thermique de CO Ă 5 µm a permis une mesure de son abondance stratosphĂ©rique. Une occultation solaire dans l’hĂ©misphère sud a fourni le profil vertical d’extinction des aĂ©rosols de 1 Ă 5 µm, avec notamment une absorption Ă 3,4 µm due Ă des composĂ©s organiques complexes (thèse d’A. Bellucci). Des rĂ©sultats marquants ont aussi Ă©tĂ© obtenus sur la surface de Titan et des autres satellites de Saturne :
L’Ă©tude des anneaux de Saturne constitue un autre objectif de VIMS, qui permet d’en dĂ©terminer la composition (minĂ©raux, organiques et glaces) en fonction de la distance Ă Saturne, et d’en suivre les variations au cours du temps.
VIMS contribue enfin Ă l’Ă©tude de l’atmosphère de Saturne, de mĂŞme que l’instrument CIRS. Son domaine spectral est analogue Ă celui de NIMS/Galileo en orbite autour de Jupiter depuis 1996 (il est mĂŞme Ă©tendu vers le visible), et les rĂ©solutions spectrale et spatiale sont nettement meilleures. Les modèles Ă©tablis dans le cadre de la prĂ©paration de NIMS/Galileo avaient montrĂ© qu’il est possible d’Ă©tudier 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 privilĂ©giĂ©s d’Ă©tude pour VIMS.
Ces objectifs ont été adaptés aux cibles observées sur le parcours de Cassini : Vénus, le système Terre-Lune et Jupiter.
Avec les observations de VĂ©nus et du Système Terre-Lune en 1999-2000, l’instrument a Ă©tĂ© utilisĂ© pour la première fois sur des cibles planĂ©taires. Les calibrations ont pu ĂŞtre ainsi reprises sur les objectifs rĂ©els, ce qui s’est avĂ©rĂ© particulièrement important pour la voie visible VIMS-V, dont la calibration au sol s’est rĂ©vĂ©lĂ©e insuffisante. VIMS-V a notamment obtenu des spectres de la face nocturne de VĂ©nus, mettant en Ă©vidence le spectre thermique dans une rĂ©gion alors mal connue entre 0,8 et 1,1 microns (abondamment observĂ©e depuis avec VIRTIS sur Venus-Express).
La sonde Cassini a ensuite survolĂ© Jupiter en dĂ©cembre 2000, ce qui a donnĂ© lieu aux premières observations planĂ©taires avec la voie infrarouge de VIMS, et Ă une sĂ©rie d’observations croisĂ©es avec les instruments de la sonde Galileo alors active en orbite jovienne. Les objectifs Ă©taient d’une part de complĂ©ter les observations NIMS/Galileo et d’opĂ©rer une calibration croisĂ©e des deux instruments, d’autre part d’utiliser la haute sensibilitĂ© de VIMS pour accĂ©der Ă des mesures plus fines que celles autorisĂ©es par NIMS/Galileo, en particulier dans les bandes du mĂ©thane et de H3+ entre 3 et 3,5 µm. Le domaine spectral de VIMS est en effet analogue Ă celui de NIMS (il est mĂŞme Ă©tendu vers le visible), mais ses rĂ©solutions spectrale et spatiale sont nettement meilleures.
Les observations de Jupiter obtenues en décembre 2000 ont permis les résultats suivants :
– Site Cassini, NASA
– Site VIMS, LPL
P. Drossart, B. Sicardy, M. Combes (team members)
VIMS, dĂ©veloppĂ©e au JPL, a un statut d’expĂ©rience particulier. L’Ă©quipe scientifique est composĂ©e de team members plutĂ´t que de co-Is. Le "team leader" est R. H. Brown (Tucson University, Az, USA)
AurĂ©lie Bellucci. Analyse d’occultations solaires et stellaires par Titan observĂ©es par l’instrument Cassini/VIMS (2008)