Spectres composites de Mars :

Observations ISM-IRS

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Les documents ci-dessous sont tirés de / Figures below are extracted from: Erard & Calvin, Icarus 1997
Trois fenêtres d'observation ISM dans la région des écoulements catastrophiques sont superposées à une carte Viking, et recouvertes par les traces d'observations du spectromètre de Mariner 6 et 7 dans cette région. La quantité représentée par un code de couleurs est l'albédo mesuré par ISM à 0,9 µm (réflectance corrigée avec un coefficient de Minnaert de 0,7). IRS fonctionnait à plus haute résolution spectrale qu'ISM, mais à plus basse résolution spatiale, et était dépourvu de capacités d'imagerie. Les traits rouges représentent le centre des pixels IRS, la taille des pixels correspond à l'intervalle entre deux traits ; les numéros en blanc sont les références des spectres IRS. Les sessions ISM représentées sont Hébès, Aurorae et Arabia Le domaine spectral couvert par IRS est complémentaire de celui d'ISM : celui d'ISM (0,77 à 3,16 µm) permet notamment d'étudier les minéraux ferriques et ferreux, celui d'IRS (1,9 à 6 µm) recouvre les absorptions de sels minéraux tels que carbonates et sulfates (produits d'altération).		`Quelques observations ISM et IRS-Mariner 6-7 projetées sur la carte d'albédo Viking`
Les spectres ISM sont moyennés sur la région couverte par IRS. Le signal est étalonné et divisé par le flux solaire + le flux de corps noir correspondant à la température estimée. Jusqu'à 3 µm environ, ce rapport donne la proportion de lumière rediffusée par la planète (facteur de radiance) ; au-delà, l'émission thermique de la planète domine graduellement le signal et le rapport tend vers l'émissivité de la surface. Les bandes d'absorption minéralogiques visibles à cette échelle sont à 1 µm (silicates ferro-magnésiens et oxydes de fer) et à 3 µm (minéraux hydratés).		`Comparaison de spectres ISM et IRS sur un plateau volcanique, avec indication des absorptions atmosphériques majeures`
Les spectres ISM sont moyennés sur les régions couvertes par IRS, et les spectres IRS sont convolués avec la réponse spectrale d'ISM (à plus basse résolution spectrale). Les jeux de données ont été acquis à vingt ans d'intervalle, mais l'on remarque une très grande persistance des signatures spectrales : c'est le signe que les matériaux superficiels se sont peu déplacés dans la région au cours de cette période. La principale différence est la profondeur de la bande d'hydratation à 3 µm, elle est liée essentiellement à la géométrie d'observation différente (grandes phases pour IRS, phase nulle pour ISM). La différence de pente spectrale parfois observée vers 2,3 µm peut s'expliquer par la diffusion atmosphérique (taille et opacité des aérosols). Entre régions claires et régions sombres, la principale différence tient à la forme de la bande d'absorption à 1 µm ; elle est typique des oxydes de fer dans les régions claires, et des silicates ferro-magnésiens composant les matériaux volcaniques dans les régions sombres.		`Comparaison directe de spectres ISM et IRS dans diverses régions`
Le domaine spectral est étendu au visible en incluant des spectres télescopiques obtenus à Hawaï peu avant les observations ISM (observations de Jim Bell, 1988 ; Mustard & Bell, Geophys. Res. Lett. 1994). La partie à plus courtes longueurs d'onde des spectres composites ci-dessus est comparée avec des spectres historiques acquis depuis le sol (Singer et al., 1979). Ceux-ci sont des moyennes de régions claires et sombres, et sont eux-mêmes des composites ; ils résument l'état des connaissances avant ISM. La résolution spatiale de ces spectres (~150 km) est beaucoup moins bonne que celle d'ISM (elle est limitée par la turbulence de l'atmosphère terrestre), et le rapport signal sur bruit est moindre. On constate le très bon accord obtenu entre les deux séries de données, qui valide le compositage avec la partie visible (le point important est la position des bandes d'absorption, en particulier autour de 1 µm). De nouveau, la différence de pente spectrale sur les spectres sombres s'explique par des contributions différentes de la diffusion atmosphérique. Les spectres ISM+télescopiques affichés ici sont les spectres de Margaritifer Terra et d'Ophir Planum de la figure précédente.		`Comparaison des composites avec des spectres télescopiques en proche IR`
Finalement, l'émission thermique de la surface est modélisée et soustraite des spectres IRS. En normalisant les niveaux on obtient des spectres en réflectance sur l'ensemble du domaine spectral, qui peuvent être comparés à des spectres d'échantillons de laboratoire ou de mélanges minéraux. De tels spectres servaient à contraindre la minéralogie de la surface, et à la préparation de futures expériences. Ils ont notamment été réutilisés pour simuler la réflectance et l'émission de la surface de Mars dans un modèle spectrophotométrique destiné à préparer les observations d'OMEGA depuis la mission Mars-Express (Erard S., Geophys. Res. Lett. 2001). OMEGA, en orbite martienne depuis janvier 2004, couvre maintenant l'ensemble de ce domaine spectral avec une résolution au sol vingt fois supérieure à celle d'ISM, ce qui donne accès à la minéralogie détaillée de la surface et permet de reconstituer l'histoire géologique de la planète.		`Spectres composites en réflectance`
Voir aussi : Liens sur Mars L'exploration de Mars Observations téléscopiques de Mars au Pic du Midi Quelques cartes de Mars en ligne