Mission Cassini-Huygens

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Cassini-Huygens

Vue d'artiste de l'insertion de la sonde Cassini-Huygens dans l'orbite de Saturne
Caractéristiques
Organisation	NASA (Cassini), ESA (Huygens)
Domaine	Observation de Saturne
Masse	2 150 kg (Cassini) 350 kg (Huygens)
Lancement	15 octobre 1997 à 08:43 UTC
Lanceur	Titan IV-Centaur
Fin de mission	Prévue pour 2008
Durée	11 ans
Durée de vie	{{{durée de vie}}}
Désorbitage	{{{désorbitage}}}
Autres noms	{{{autres_noms}}}
Programme	{{{programme}}}
Index NSSDC	1997-061A
Site	saturn.jpl.nasa.gov
Orbite
Description	Trajet interplanétaire (1997-2004) Orbite saturnienne (depuis 2004)
Périapside	{{{périapside}}}
Périgée	{{{périgée}}}
Apoapside	{{{apoapside}}}
Apogée	{{{apogée}}}
Altitude	{{{altitude}}}
Localisation	{{{localisation}}}
Période	{{{période}}}
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La mission Cassini-Huygens est une mission spatiale automatique réalisée en collaboration par le Jet Propulsion Laboratory (JPL), l'Agence spatiale européenne (ESA) et l'Agence spatiale italienne (ASI). Son objectif est l'étude de la planète Saturne et de plusieurs de ses satellites, dont Titan. La sonde spatiale Cassini-Huygens, composée de l'orbiteur Cassini et du module Huygens doit se placer en orbite autour de la planète. Huygens a pour objectif d'atterrir sur le satellite Titan.

Le nom de la mission est un hommage à Jean-Dominique Cassini, astronome français d'origine italienne du XVII^e siècle à l'origine d'observations fondamentales concernant Saturne, et à Christiaan Huygens, astronome néerlandais du même siècle, qui a découvert Titan. ^[1]

Sommaire 1 Présentation 2 Objectifs 3 Origine du projet 4 La sonde 5 Module Cassini 5.1 Conception de Cassini 5.2 Sous-systèmes 5.3 Instruments 5.3.1 Spectromètre à plasma Cassini (Cassini Plasma Spectrometer - CAPS) 5.3.2 Analyseur de poussières cosmiques (Cosmic Dust Analyzer - CDA) 5.3.3 Spectromètre infrarouge composite (Composite InfraRed Spectrometer - CIRS) 5.3.4 Spectromètre de particules chargées et neutres (Ion and Neutral Mass Spectrometer - INMS) 5.3.5 Système de caméras (Imaging Science Subsystem - ISS) 5.3.6 Magnétomètre à double technique (Dual Technique Magnetometer - MAG) 5.3.7 Instrument d'imagerie de la magnétosphère (Magnetospheric Imaging Instrument - MIMI) 5.3.8 Radar (Radio Detection and Ranging Instrument) 5.3.9 Mesures plasmas et ondes radios (Radio and Plasma Wave Science - RPWS) 5.3.10 Sous-système scientifique à radio (Radio Science Subsystem - RSS) 5.3.11 Spectromètre à imagerie ultraviolette (Ultraviolet Imaging Spectrograph - UVIS) 5.3.12 Spectromètre à imagerie en lumière visible et en infrarouge (Visible and Infrared Mapping Spectrometer - VIMS) 6 Module Huygens 7 Chronologie 7.1 Lancement et voyage 7.2 Trajet 7.3 Atterrissage de Huygens 8 Résultats scientifiques 8.1 Vérification de la théorie de la relativité 8.2 Jupiter 8.3 Saturne 8.3.1 Saturne et son environnement 8.3.2 Étude de la période de rotation sidérale de Saturne mesurée en radio 8.4 Anneaux de Saturne 8.4.1 Collecte d'informations sur les spokes 8.4.2 Occultation radio des anneaux de Saturne 8.5 Titan 8.6 Autres lunes de Saturne 8.6.1 Phœbé 8.6.2 Survols d'Encelade 8.6.3 Nouvelles lunes de Saturne 8.7 Magnetosphère de Saturne 8.8 Environnement sur Titan 8.9 Analyses 9 Controverse sur la source d'énergie 10 Notes 11 Voir aussi 11.1 Articles connexes 11.2 Liens externes

[modifier] Présentation

La mission Cassini-Huygens est une mission conjointe de la NASA, de l'Agence spatiale européenne et de l'Agence spatiale italienne dont le but principal est d'explorer Saturne et ses satellites, en particulier Titan. L'idée de cette mission remonte à 1982. La durée totale de la mission est estimée à 11 ans, du lancement le 15 octobre 1997 jusqu'en 2008.

La sonde Cassini-Huygens est composée de l'orbiteur Cassini, équipée au total de 12 instruments, et de l'atterrisseur Huygens, équipé de 6 instruments. Début 2004, la sonde est entrée en orbite autour de Saturne et le 14 janvier 2005, l'orbiteur s'est posé sur Titan.

La mission Cassini-Huygens a notamment déjà permis d'avoir les premières images détaillées de Phœbé, d'étudier en détails la structure des anneaux de Saturne, d'étudier Titan de manière approfondie et de découvrir deux nouvelles lunes de Saturne. ^[2]

[modifier] Objectifs

Les objectifs principaux ^[3] [4] de la mission sont :

• déterminer la structure en 3D et la dynamique du comportement des anneaux de Saturne ;
• déterminer la composition de la surface des satellites et leur histoire géologique ;
• déterminer la nature et l'origine de la matière sombre présente sur Japet ;
• mesurer la structure en 3D et le comportement de la magnétosphère de Saturne ;
• étudier la dynamique du comportement de l'atmosphère de Saturne au niveau de ses nuages ;
• étudier le comportement météorologique de Titan ;
• étudier la surface de Titan.

[modifier] Origine du projet

L'origine du projet ^[5] remonte à 1982, quand des scientifiques de la Fondation européenne de la science et de la National Academy of Sciences (États-Unis) eurent l'idée d'envoyer vers Saturne une mission comportant à la fois un orbiteur et un atterrisseur. En 1983, le projet fut soutenu par la NASA qui faisait les mêmes recommandations. De 1984 à 1985, la NASA et l'ESA menèrent des études conjointes sur le projet. L'ESA continuait seule les études sur le projet en 1986, alors qu'en 1987, l'astronaute Sally Ride défendait l'idée dans un rapport.

En 1988, Len Fisk, un administrateur de la NASA se ralliait à l'idée d'une mission commune entre la NASA et l'ESA. Il écrivit à son homologue de l'ESA, Roger Bonnet, en lui recommandant fortement de choisir la mission Cassini parmi les trois choix qui s'offrait à lui, en disant que la NASA s'engagerait dans le projet dès que l'ESA le ferait.

À cette époque, la NASA devenait sensible au sentiment grandissant au sein de l'ESA que la NASA ne considérait pas les Européens comme des égaux. Les officiels de la NASA et leurs conseillers décidèrent de s'impliquer dans la mission Cassini-Huygens pour corriger ce sentiment, prêts à partager les bénéfices scientifiques et technologiques de la mission. Cette initiative fut en partie influencée par la coopération de plus en plus étroite que les Européens entretenaient avec l'Union soviétique en matière spatiale, plus étroite que celle qu'ils entretenaient avec la NASA.

Ces considérations permirent non seulement d'améliorer la collaboration entre l'ESA et la NASA, mais aussi de défendre le projet auprès du Congrès états-unien et, à partir de 1994, il était sur les rails.

[modifier] La sonde

Pesant 5 650 kg (poids au lancement), elle est composée de deux modules :

• Cassini elle-même, destinée à l'exploration du système planétaire de Saturne ;
• Huygens, un module destiné à pénétrer dans l'atmosphère de Titan, le plus gros satellite de Saturne, et à s'y poser.

[modifier] Module Cassini

La sonde Cassini ^[6] a été réalisée par le JPL en collaboration avec l'ESA (pour le module de relais de Huygens : le PSE ou Probe Support Equipment) et l'ASI (pour l'antenne de communication à haut gain). La sonde a été nommée d'après l'astronome Jean-Dominique Cassini, qui a étudié les anneaux de Saturne en détail et découvert certaines des principales lunes de la planète géante (Japet, Rhéa, Téthys et Dioné).

La sonde arrivée en juin 2004 aux abords de Saturne, y commence son programme de 4 années par la visite de Phœbé, la lune la plus distante de Saturne connue, le 11 juin 2004. L'insertion dans l'orbite saturnienne a eu lieu le 1^er juillet 2004 par un ensemble de manœuvres l'amenant à traverser les anneaux de Saturne (entre les anneaux F et G) et à s'approcher à environ 18 000 km de Saturne (soit 0,3 fois le rayon de Saturne), ce qui ne se reproduira plus durant l'ensemble de la durée de la mission.

La mission elle-même comprend 74 orbites autour de la planète géante, incluant 44 survols de Titan, ainsi que de nombreux survols des autres lunes de Saturne.

[modifier] Conception de Cassini

Cassini devait être le deuxième engin de la série Mariner Mark II. Il a été conçu conjointement avec le premier, Comet Rendezvous Asteroid Flyby (CRAF). Toutefois, des coupes budgétaires ont conduit à simplifier sa conception, ce qui a conduit à un appareil plus spécialisé, hors de la série Mariner Mark II, et moins richement doté en instruments que ne le prévoyait ce programme.

Cassini-Huygens fait partie des sondes interplanétaires les plus lourdes, les plus grandes et les plus complexes. Seules les deux sondes envoyées vers Phobos par l'URSS sont plus lourdes. Cassini seul pèse 2150 kg à vide, auxquels s'ajoutent les 350 kg de Huygens et 3132 kg de carburant pour la propulsion (de l'hydrazine). Cassini mesure 6,8 mètres de haut et 4 mètres de largeur (diamètre de l'antenne HGA). La perche du magnétomètre mesure même 11 mètres. Cette complexité est rendue nécessaire à la fois par sa trajectoire vers Saturne et par les nombreuses observations prévues. La sonde comporte 1630 circuits interconnectés, 22000 connexions et 14 kilomètres de câble.

En particulier, comme la distance entre la Terre et la sonde, une fois arrivée à destination, sera comprise entre 8,2 et 10,2 UA, les signaux entre la sonde et sa base mettront de 68 à 84 minutes pour arriver à destination, ce qui rend impossible le contrôle en temps réel, que ça soit pour les opérations normales ou pour les évènements imprévus. Même en répondant immédiatement, il faut autour de 3 heures entre le moment d'un évènement et le moment où la base reçoit la réponse de la sonde à ses commandes. ^[7]

[modifier] Sous-systèmes

La sonde Cassini est composée de 12 sous-systèmes :

• Sous-système de commande et de gestion des données (Command and data subsystem - CDS) : Il s'agit du système informatique de la sonde. Il enregistre et traite les données en provenance des autres sous-systèmes et instruments. Outre les commandes en provenance de la base terrestre, il est en mesure d'executer des logiciels de protection lui permettant de maintenir la sonde en état de fonctionnement. Le cœur de système est l'Engineering Flight Computer, conçu par IBM, qui s'interface avec le reste de la sonde au travers d'un bus unique.
• Enregistreur à semi-conducteurs (Solid state recorder) : Ce système enregistre les données scientifiques ainsi que les données concernant la situation et l'état de la sonde. Cet enregistreur ne comporte aucune partie mobile, ce qui est une première. Il contient aussi des données de vol essentielles pour la suite de la mission. Les données scientifiques sont périodiquement envoyées à la base terrestre puis effacées.

• Sous-système module de propulsion : Ce système fournit la poussée nécessaire aux changements de trajectoire et d'orientation. Le moteur principal est utilisé pour les corrections de vitesse et de trajectoire, tandis que 16 moteurs secondaires à hydrazine, disposés en quatre groupes de quatre, sont utilisés pour les corrections d'orientation.
• Sous-système de contrôle de l'orientation et de l'articulation (Attitude and articulation control subsystem - AACS) : Le rôle de ce système est triple. Le premier est de de définir l'orientation de la sonde selon les trois axes. Le second est de définir l'articulation de la sonde et le troisième de définir la direction vers laquelle doit pointer le moteur principal. Dans ce but, ce système est equipé de 3 unités gyroscopiques, fabriqués par Hughes Aircraft Company, d'une unité à référence stellaire, capable de repérer et de se positionner par rapport à 5000 étoiles, et d'un dispositif de pointage permettant de diriger le moteur principal, monté sur trois roues octogonales, permettant de diriger le moteur sur les trois axes.

• Sous-système puissance et pyrotechnique (Power and pyrotechnique subsystem - PPS) : Ce système fournit l'énergie electrique et gère les évènements pyrotechniques, notamment ceux nécessaire lors du lancement de la sonde par le véhicule de lancement Centaur. L'électicité est produite par trois générateurs thermoélectriques à radioisotopes (RTG - voir plus loin la controverse à leur sujet) et est ensuite acheminé vers les autres systèmes.
• Sous-system radiofréquence (Radio frequency subsystem - RFS) : Ce système, conjointement avec le sous-système antenne, gère les télécommunications avec la base terrestre. Certains éléments sont également utilisés par les instruments scientifiques radios. La sonde communique avec la Terre sur la bande X, à 8,4 GHz. Le système module les données provenant du CDS, les amplifie à 20 watts et les transfère aux antennes.

• Sous-système antenne (Antenna subsystem - ATM) : Ce système est composé d'une antenne à haut gain (HGA) et de deux antennes à bas gain (LGA). La fonction primaire de l'antenne à haut gain est d'assurer la communication avec la Terre, mais aussi la communication avec le module Huygens sur bande S lors de son atterrissage et le fonctionnement du radar sur bande Ku et des instruments radios sur bande Ka. L'antenne à haut gain est composé d'un réflecteur parabolique de 4 mètres de diamètre, d'un sous-réfracteur monté à son point focal et de 6 branches reliant les deux. Afin de protéger les instruments scientifiques de la sonde des rayons du Soleil, la parabole était dirigée au début de la mission vers le Soleil, afin d'agir comme une ombrelle.

• Sous-système structure (Structure subsystem) : En plus de ses fonctions de squelette de la sonde, ce système sert à la conduction thermique au sein de la sonde, afin de répartir l'énergie et comme masse électrique. Il protège également les autres éléments de la sonde contre les radiations et les micrométéorites. En outre, il est équipé de points d'ancrage qui ont servis pour la manutention au sol.
• Sous-système dispositif mécanique (Mechanical device subsystem - DEV) : Ce système comprend un certain nombre de dispositifs mécaniques non-asservis, comme le dispositif de séparation avec le véhicule Centaur, le déployement du bras du magnétomètre ou les déclencheurs des dispositifs pyrotechniques.

• Sous-système paquetage électronique (Electronic package subsystem) : Ce système, qui comprend les différents éléments électronique de la sonde, est composé d'un bus circulaire composé de 12 baies contenant les modules électroniques. Ces baies sont conçues de manière à protéger les modules des radiations, des champs magnétiques, et à respecter les nécessités de centre de gravité et de liaison.

• Sous-système câblage (Cable subsystem) : Ce système permet la liaison électrique de tous les autres sous-systèmes, que ce soit pour l'alimentation ou la transmission de données. Ce système est passif et ne contient pas de dispositif électronique. Sa fonction est de transférer un signal électrique sans l'altérer.
• Sous-système contrôle de température (Temperature control subsystem - TEMP) : Ce système à pour but de maintenir la température de la sonde dans des limites acceptables. Quand la sonde a survolé Venus, la température était jusqu'à 3 fois supérieure à celle lors de sa présence dans l'orbite terrestre, alors que dans l'orbite de Saturne, elle est jusqu'à 100 fois inférieure. La température est maintenue à l'aide de dispositifs spécialisés, mais aussi grâce à des astuces simples, comme l'effet d'ombrelle obtenu en orientant l'antenne à haut gain face au Soleil.

[modifier] Instruments

Cassini transporte à son bord douze instruments scientifiques : ^[8]

[modifier] Spectromètre à plasma Cassini (Cassini Plasma Spectrometer - CAPS)

Le spectromètre à plasma Cassini, créé par le Southwest Research Institute (SRI), a pour objectif de déterminer l'énergie et la charge électrique de particules telles que des électrons et des protons que rencontre la sonde. Ce détecteur devra analyser les particules provenant de la vaste ionosphère de Saturne mais aussi étudier la configuration du champ magnétique de la planète. Il devra également analyser le plasma dans cette région ainsi que le vent solaire dans la magnétosphère de Saturne. L'instrument se compose de 3 capteurs : un spectromètre à électrons, un spectromètre à faisceau ionique et un spectromètre ionique de masse. L'ensemble pèse 12,5 kg et consomme 14,5 watts. Les données sont transférées au système informatique à un débit de 8 kbit/s. ^[9]

[modifier] Analyseur de poussières cosmiques (Cosmic Dust Analyzer - CDA)

L'analyseur de poussières cosmiques, créé par l'Institut Max Planck de physique nucléaire à Heidelberg, en Allemagne, est un appareil qui doit déterminer la taille, la vitesse et la direction des poussières que l'on trouve à proximité de Saturne. Certaines de ces poussières sont en orbite autour de la planète tandis qu'il est possible que certains autres proviennent de systèmes solaires différents. L'analyseur embarqué sur Cassini a donc pour but d'aider à percer le mystère de ces particules en permettant d'en effectuer une analyse chimique. Il doit permettre d'en savoir plus sur la nature de ce qui compose ces corps célestes et par la même occasion sur l'origine de l'Univers. L'instrument est capable de détecter des poussières d'un micromètre et même d'un nanomètre dans certaines circonstances. Cet instrument a été mis en fonction en 1999, bien avant donc que la sonde n'atteigne Saturne, et a commencé à fournir des informations. Dans l'environnement jovien, le CDA a détecté des poussières se déplaçant à 400 km/s à travers le système solaire. Ces particules, provenant de Jupiter, sont continuellement émises et ont été détectées à plus de 100 millions de kilomètres de Jupiter. Le CDA pèse 16,36 kg et consomme 18,38 watts. Il transmet ses données au système informatiques avec un débit de 0,524 kbit/s. ^[10] [11]

[modifier] Spectromètre infrarouge composite (Composite InfraRed Spectrometer - CIRS)

Le spectromètre infrarouge composite, créé en collaboration par le CÉA, l'université d'Oxford, la NASA, l'Observatoire de Paris et Queen Mary's College, doit analyser la lumière infrarouge émise par Saturne et son atmosphère mais aussi par ses anneaux et ses satellites et permettra d'en étudier la composition et la température. Cet instrument permettra aussi de représenter l'atmosphère de la planète en 3 dimensions et pourra tracer des profils de température et de pression en fonction de l'altitude, de la composition du gaz et de la distribution des nuages. Cet outil mesurera également les caractéristiques thermiques et la composition de la surface des satellites ainsi que des anneaux. Il permettra en outre de visualiser une partie de la structure interne de ces différents corps célestes. Le CIRS, comme tout spectromètre, décompose le rayonnement (infrarouge, dans ce cas) et mesure la puissance des différentes composantes (couleurs) qui compose ce rayonnement. Il pèse 39,24 kg et consomme 32,89 watts. Il transfère ses données au système informatique avec un débit de 6 kbit/s. ^[12] [13]

[modifier] Spectromètre de particules chargées et neutres (Ion and Neutral Mass Spectrometer - INMS)

Le spectromètre de particules chargées et neutres est un instrument qui doit analyser les particules chargées telles que les protons ou les ions lourds ou bien les particules neutres tels que des atomes aux environs de Saturne et Titan afin d'en apprendre plus sur leurs atmosphères. Il doit également détecter les ions positifs et neutres des anneaux de Saturne et de ses satellites. L'instrument est capable de déterminer la composition chimique des particules ainsi détectées. Il pèse 9,25 kg et consomme 27,7 watts. Son débit est de 1,5 kbit/s. ^[14] [15]

[modifier] Système de caméras (Imaging Science Subsystem - ISS)

Le système de caméras se compose de deux caméras. La première est une caméra grand-angle (Wide Angle Camera - WAC), ayant une focale de 200 mm et une ouverture de 3,5, permettant des vues générales, alors que la seconde, une caméra à longue focale (Narrow Angle Camera - NAC), ayant une focale de 2000 mm et une ouverture de 10,5, permet des plans rapprochés. Chaque caméra est équipée d'un capteur CCD d'un mégapixel. Elles sont capables d'enregistrer des séquences vidéo et de mettre en place des filtres grâce à un mécanisme comprenant deux roues pour chaque caméra, permettant d'intercaler une série de filtres. La caméra grand angle est ainsi pourvue de deux roues supportant chacune 9 filtres (soit un total de 18), alors que la caméra à longue focale possède deux roues pourvues chacune de 12 filtres (soit un total de 24). L'instrument pèse au total de 57,83 kg et consomme 59,9 watts. Il a un débit de 365,568 kbit/s.  ^{[16] [17] [18]}

[modifier] Magnétomètre à double technique (Dual Technique Magnetometer - MAG)

MAG est un instrument de mesure directe de l'intensité et de la direction du champ magnétique autour de Saturne. Le champ magnétique kronien est créé dans le cœur de Saturne. La mesure de ce champ magnétique est un moyen de sonder ce cœur très chaud et très dense, malgré l'impossibilité d'y envoyer des instruments de mesure. L'objectif de MAG est de produire un modèle tridimensionnel de la magnétosphère de Saturne, de déterminer les propriétés magnétiques de Titan et des autres satellites glacés ainsi que d'étudier leurs interactions avec le champ magnétique de Saturne. L'instrument pèse 3,00 kg, consomme environ 3,10 watts et transmet ses données avec un débit moyen de 3,60 kbit/s.^[19]

[modifier] Instrument d'imagerie de la magnétosphère (Magnetospheric Imaging Instrument - MIMI)

Cet instrument est conçu pour mesurer la composition, la charge électrique et l'énergie des ions et électrons, ainsi que les neutrons rapides de la magnétosphère de Saturne. Cet instrument fournit des images des gaz ionisés (plasmas) entourant Saturne et permet de déterminer la charge et la composition des ions. Tout comme le RPWS, cet instrument comporte trois capteurs : un système de mesure d'énergie faible de la magnétosphère (low-energy magnetospheric measurements system - LEMMS), qui va permettre de mesurer la distribution angulaire des particules (ions, électrons, protons), c'est-à-dire le nombre de particules venant de chaque direction, un spectromètre charge-énergie-masse (charge-energy-mass spectrometer - CHEMS), permettant une analyse de la composition et de la charge des ions, et une caméra ions et particules neutres (ion and neutral camera - INCA), permettant d'obtenir une visualisation en trois dimensions des particules ionisées et neutres (neutrons) et leurs vitesses. Cet instrument pèse 16 kg et a une consommation électrique de 14 watts. Il tranfère les données à un débit de 7 kbit/s.^{[20] [21] [22] [23] [24]}

[modifier] Radar (Radio Detection and Ranging Instrument)

Le radar de Cassini, comme tout radar, utilise la réflexion d'un faisceau de micro-ondes pour déterminer le relief et la conductance électrique du terrain observé, en mesurant le temps de retour du faisceau induit (relief), ainsi que son affaiblissement (conductance). Le radar de Cassini est prévu essentiellement pour l'observation de Titan (afin de déterminer l'existence d'océans à sa surface, et dans ce cas, leur position), mais il est également utile pour observer Saturne, ses anneaux et ses autres lunes. L'utilisation du radar est triple : un capteur à perception synthétique, permettant de percevoir le profil des terrains étudiés, avec une résolution de 0,35 à 1,7 km, un altimètre, avec une précision de 90 à 150 m, et un radiomètre, avec une précision de 7 à 310 km, permettant d'utiliser le capteur du radar comme un capteur passif de micro-ondes. Les précisions indiquées concernent les mesures effectuées à la surface de Titan. Le radar fonctionne sur la bande Ku, à une fréquence de 13,78 GHz. Cet instrument pèse 41,43 kg et consomme 108,4 watts. Il transfère des données à un débit de 364,8 kbit/s.^[25] [26]

[modifier] Mesures plasmas et ondes radios (Radio and Plasma Wave Science - RPWS)

L'expérience RPWS est un instrument de mesure électrique et magnétique. Elle est constituée de 3 groupes de capteurs (antennes électriques, antennes magnétiques et sonde de Langmuir) auxquels peuvent être connectés 4 récepteurs : un récepteur haute fréquence (High-Frequency Receiver - HFR), un récepteur à large bande (Wideband Receiver - WBR), un récepteur moyenne fréquence (Medium-Frequency Receiver - MFR) et un récepteur à forme d'onde basse fréquence (Low-Frequency Waveform Receiver - LFWR). L'instrument comporte aussi une unité de traitement numérique de données (Digital Processing Unit - DPU) et un convertisseur d'alimentation (Power Converter). L'expérience couvre la gamme de 1 Hz à 16 MHz en fréquence. Les instruments basses fréquences (MFR, WBR et LFWR) sont dédiés essentiellement à l'étude des oscillations locales de plasma dans le milieu interplanétaire et les magnétosphères planétaires que Cassini traverse. Le récepteur haute fréquence (HFR, fabriqué à l'Observatoire de Meudon) permet l'étude des ondes radio se propageant librement dans l'espace (rayonnement radio auroral par exemple). La sonde de Langmuir permet aussi de mesurer la densité et la température du milieu ambiant. Les objectifs clés de l'expérience RPWS sont l'étude de l'environnement magnétisé et ionisé de Saturne : étude du champ magnétique de la planète, mesure des conditions locales in situ, mesure à distance de ces émissions radios, détection d'éclairs d'orages dans l'atmosphère de Saturne (et peut-être de Titan). L'instrument pèse 6,80 kg, consomme en moyenne 7,00 watts et produit un débit de données moyen de 0,90 kbit/s.^[27]

[modifier] Sous-système scientifique à radio (Radio Science Subsystem - RSS)

Cet instrument est un émetteur radio dont la fréquence et la puissance sont très stables. Il envoie toujours son signal en direction de la Terre, où l'affaiblissement du signal et d'éventuelles modifications de fréquence sont mesurées avec précision. Cela permet d'obtenir des informations sur les matériaux que les ondes radio ont traversés, comme les particules des anneaux de Saturne ou l'atmosphère de la planète. Cet instrument est donc composé d'une partie faisant partie de la sonde et d'une partie située sur Terre. L'instrument pèse 14,38 kg et a une consommation électrique de 80,7 watts.^[28]

[modifier] Spectromètre à imagerie ultraviolette (Ultraviolet Imaging Spectrograph - UVIS)

Cet instrument est constitué d'un ensemble de quatre téléscopes capables de percevoir le rayonnement ultraviolet. Il a été fabriqué par le Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP), de l'Université du Colorado, conjointement avec l'Institut Max Planck de recherche sur le système solaire à Lindau, en Allemagne. Les ultraviolets permettent de voir des gaz qu'il n'est pas possible de percevoir à l'aide de la spectrométrie en lumière visible, et cet instrument a déjà permis de découvrir dans le système de Saturne des corps comme l'hydrogène, l'oxygène, l'eau, l'acétylène et l'éthane. Il peut être particulièrement fructueux de regarder une étoile (surtout le Soleil) à travers un objet non opaque, comme l'atmosphère d'une lune, ce qui a déjà permis par exemple de déterminer précisement la composition et la structure de l'atmosphère de Titan. De plus, cet instrument permet de déceler dans les anneaux de Saturne des objets 10 fois plus petits que ce dont le système de caméras est capable. Cet instrument pèse 14,46 kg et a une consommation électrique de 11,83 watts. Il transmet ses données au calculateur avec un débit de 32,096 kbit/s.^{[29] [30] [31]}

[modifier] Spectromètre à imagerie en lumière visible et en infrarouge (Visible and Infrared Mapping Spectrometer - VIMS)

Cet instrument est composé de deux caméras spectrométriques. La première permet de décomposer la lumière visible, alors que la seconde permet de décomposer le rayonnement infrarouge. Cet instrument permet de détecter le rayonnement sur trois octaves et de capter 99% du spectre du rayonnement solaire réfléchi. Il capte le rayonnement sur 352 longueurs d'ondes différentes, entre 0,35 et 5,1 micromètres. Il est conçu pour permettre de déterminer la composition, la structure et la température des objets étudiés. Il a déjà permis de déterminer la présence d'un volcan de glace sur Titan et de glace fraîche sur Encelade. De plus, il est utilisé dans le cadre d'un projet à long terme d'étude de l'évolution météorologique de Saturne. Cet instrument pèse 37,14 kg et consomme 27,20 watts. Il transmet les données collectées avec un débit de 182,784 kbit/s.^{[32] [33] [34]}

[modifier] Module Huygens

Cassini sert également au transport de Huygens, ^[35] un module d'exploration de 318 kilogrammes destiné à pénétrer dans l'atmosphère de Titan, la plus grosse lune de Saturne et, après Ganymède, la deuxième plus grosse lune du système solaire, dont la composition comprend peut-être des hydrocarbures et autres molécules à l'origine de la vie. Le module, réalisé par l'ESA, a été baptisé d'après l'astronome Christiaan Huygens, qui a découvert le satellite en 1655.

Huygens a été libéré par Cassini le 25 décembre 2004 pour un voyage de vingt-deux jours vers Titan. La sonde s'est posée, comme prévu, le 14 janvier 2005 à la surface de Titan et a transmis les premières photos. Ces premières photos révèlent une géologie active, comme sur Io faisant de Titan un satellite exceptionnel dans notre système solaire. Les six instruments à bord de Huygens permettront de connaître les détails de la composition chimique de l'atmosphère, puis de la surface elle-même. La sonde continuera d'émettre (à un débit d'environ 8 kbits/s) jusqu'à épuisement de ses batteries ou quand Cassini, qui sert de relais en direction de la Terre, sera hors de portée de réception. La durée attendue de la mission est de l'ordre de deux heures à deux heures et demie, à partir de l'insertion dans l'atmosphère de Titan. Huygens sera le premier objet réalisé par l'homme à se poser sur un corps céleste du système solaire extérieur (au-delà de la ceinture d'astéroïdes).

Huygens est composé de deux modules, l'Entry Assembly (ENA) et le Descent Module (DM). Le premier assure le transport du second depuis la séparation de Cassini jusqu'à Titan, sert de protection thermique lors de l'insertion dans l'atmosphère de Titan, et ralentit la sonde par ses parachutes jusqu'à la libération du Descent Module. Celui-ci contient toute l'instrumentation scientifique ainsi que ses propres parachutes pour la descente et les contrôles d'orientation de la sonde.

L'instrumentation de Huygens ^[36] située dans le Descent Module comprend les instruments suivants :

• Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)
• Doppler Wind Experiment (DWE)
• Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)
• Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)
• Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS)
• Surface Science Package (SSP)

[modifier] Chronologie

[modifier] Lancement et voyage

La sonde a été lancée ^[37] le 15 octobre 1997 à 8 h 43 UTC de Cap Canaveral, États-Unis, sur une fusée Titan-IVB/Centaur de l'armée de l'air des États-Unis.

Le voyage vers Saturne a été effectué en utilisant à quatre reprises l'assistance gravitationnelle : ^[38]

• Vénus le 27 avril 1998
• de nouveau Vénus le 24 juin 1999
• la Terre le 18 août 1999
• Jupiter le 30 décembre 2000

La sonde est arrivée en orbite autour de Saturne, comme prévu, le 1^er juillet 2004. À compter de cette date, la durée nominale de la mission de la sonde Cassini est de quatre ans, jusqu'au 1^er juillet 2008. Mais si tout va bien, cette mission pourrait durer jusqu'à six ans.

Le budget total de la mission est 3,26 milliards de dollars, dont :

• 1,4 milliard de dollars pour le développement du projet ;
• 704 millions de dollars pour la mission en elle-même ;
• 422 millions de dollars pour le lancement ;
• 54 millions de dollars pour le suivi de la sonde.

Les États-Unis y ont contribué pour 2,6 milliards de dollars, l'ESA pour 500 millions et l'ASI pour 160 millions.

250 scientifiques sont mobilisés pour la mission.

La sonde est équipée pour réaliser 27 types d'investigations différentes. Cassini est équipé de 12 instruments et Huygens de 6, lesdits instruments ayant souvent des fonctions multiples.

[modifier] Trajet

La trajectoire de la sonde ^[39] Cassini-Huygens utilise l'assistance gravitationnelle^[40] en passant dans l'orbite de Vénus, de la Terre et de Jupiter, afin d'obtenir une vitesse suffisante pour atteindre Saturne. Elle a parcouru 3,5 milliards de kilomètres pour atteindre Saturne. ^[41]

Voici les étapes permettant de reconstituer la trajectoire de la sonde :

• Lancement : Fenêtre de tir du 6 octobre au 15 novembre 1997. Le lancement est repoussé deux fois, la première fois à cause du système de refroidissement et la deuxième à cause du système informatique. Le lancement a finalement lieu le 15 octobre 1997 à 04h43 heure locale (08h43 temps universel).
• Entrée dans une orbite de transfert de Vénus. Survol de Vénus le 26 avril 1998 à une vitesse de 11,7 km/s et à une altitude de seulement 300 km.
• Correction de trajectoire le 3 décembre 1998.
• Entrée dans une orbite de transfert de Vénus. Survol de Vénus le 24 juin 1999 à une vitesse de 13,6 km/s et à une altitude de 600 km.
• Entrée dans une orbite de transfert de la Terre. Survol de la Terre le 18 août 1999 à une vitesse de 19,1 km/s et à une altitude de 1200 km.
• 1er décembre 1999 : L'antenne à haut gain (HGA) est dirigée vers la Terre.

• 23 janvier 2000 : approche de l'astéroïde (2685) Masursky à 1,5 millions de kilomètres
• Février 2000 : Correction de trajectoire à cause d'un défaut du système radio de Huygens. Il n'a pas été tenu compte de l'effet Doppler dans la conception de ce système. La nouvelle trajectoire permet de corriger cet effet et les capacités de transmission reviennent quasiment à la normale.
• 18 août 2000 : Approche de Himalia, une lune de Jupiter, à 4,4 millions de kilomètres.
• 1er octobre 2000 : Début de l'observation de Jupiter, à 84,4 millions de kilomètres
• 30 décembre 2000 : Survol de Jupiter à 9,7 millions de kilomètres, à une vitesse de 11,6 km/s, ce qui raccourcit le voyage vers Saturne de 2 ans.
• 22 mars 2001 : Fin de l'observation de Jupiter à 84 millions de kilomètres.
• 6 février 2004 : Début de l'observation de Saturne.
• 11 juin 2004 : Survol de Phœbé,.
• 1er juillet 2004 : Capture par l'attraction de Saturne et première traversée de l'anneau de la planète.

Vitesse instantanée relative de la sonde Cassini-Huygens en kilomètres par seconde par rapport au Soleil en fonction du temps. On observe en 1998 et 1999 les pics de vitesse causés par l'assistance gravitationnelle, puis à partir de mi-2004, l'entrée dans l'orbite de Saturne

Représentation schématique de l'orbite théorique de la sonde Cassini-Huygens autour de Saturne. Elle est supposée faire 74 fois le tour de Saturne entre le 1er juillet 2004 et le 1er juillet 2008

[modifier] Atterrissage de Huygens

Les temps donnés correspondent aux temps dits « earth received », c'est-à-dire 67 minutes après que les événements réels se sont déroulés (le temps qu'il faut à un signal pour parcourir la distance séparant le système saturnien de la Terre). Les temps sont donnés en heures CET (heure de Paris) ^[42].

• Le 14 janvier 2005 à 11 h 13 CET : Huygens entre dans l'atmosphère rouge orangé de Titan, à 1 270 kilomètres d'altitude au-dessus de sa surface.
• 11 h 17 CET : le parachute pilote (2,6 mètres de diamètre) est déployé, alors que la sonde, qui n'est plus qu'à 180 kilomètres de la surface, fonce à 400 m/s (soit 1 440 km/h).

Une des fonctions de ce parachute est d'enlever la protection thermique arrière de la sonde. En 2,5 secondes, cette protection est enlevée et le parachute pilote est largué. Le parachute principal (8,3 mètres de diamètre) est alors déployé.

• 11 h 18 CET : à environ 160 km de la surface, le bouclier thermique avant est largué. Il est important d'éliminer ces deux boucliers car ils pourraient être une source potentielle d'exo contamination à la surface de Titan.

  Les orifices d'entrée des instruments GCMS et ACP sont ouverts, 42 secondes après le déploiement du parachute pilote. Des perches sont déployées pour exposer les HASI alors que le DISR prend son premier panorama. Il continuera à prendre des images et des données spectrales tout au long de la descente. Le SSP est également mis en route, mesurant des propriétés de l'atmosphère. Huygens commence à transmettre des données en direction de Cassini distante de 60 000 kilomètres.

• 11 h 32 CET : le parachute principal est largué et un autre parachute plus petit (3 mètres de diamètre) prend le relais.

En effet, à ce niveau de l'atmosphère (environ 125 kilomètres d'altitude), le parachute principal ralentirait tellement Huygens que les batteries ne dureraient pas assez longtemps pour pouvoir fournir toute l'énergie nécessaire durant la descente jusqu'au moment de l'atterrissage. Aussi, pour collecter un maximum de données, il convient de ne pas trop ralentir la descente et donc d'utiliser à ce moment un parachute plus petit.

• 11 h 49 CET : à 60 kilomètres d'altitude, Huygens détermine elle-même son altitude, en utilisant une paire d'altimètres radar. La sonde surveille en permanence sa propre rotation et son altitude.
• 12 h 57 CET : le Gas Chromatograph Mass Spectrometer- le dernier des instruments à être activé, l’est complètement. La descente a duré 160 minutes au total. Durant cette descente, la sonde tourne sur elle-même, permettant à la caméra et aux autres instruments de visionner un panorama intégral.
• 13 h 30 CET : à proximité de la surface, Huygens allume une lampe qui aidera à déterminer précisément la composition de la surface de Titan.
• 13 h 34 CET : Huygens touche une surface souple à une vitesse de 5 ou 6 m/s (une vingtaine de km/h).

La nature du terrain est inconnue mais selon toute vraisemblance, ce pourrait être de la glace. Le Surface Science Package recueille les informations durant les minutes suivant que la sonde ne se pose.

• 15 h 44 CET : Cassini, à 60 000 kilomètres de là, continue de collecter les données que lui envoie Huygens pendant 10 minutes encore ; bien que Huygens ait disparu derrière l'horizon de Titan.
• 16 h 14 CET : Cassini transmet ses premières données à la Terre.

[modifier] Résultats scientifiques

Voici un compte-rendu des principales découvertes de la mission Cassini-Huygens ^[43] :

[modifier] Vérification de la théorie de la relativité

Le 10 octobre 2003, l'astrophysicien italien Bruno Bertotti de l'université de Pavie et ses collègues Luciano Iess de l'université de Rome « La Sapienza » et Paolo Tortora de l'université de Bologne ont présenté les résultats du test de la théorie de la relativité d'Einstein que la sonde Cassini avait effectué l'année précédente. Durant l'été 2002, la Terre, le Soleil et la sonde Cassini-Huygens ont été exactement alignés, le Soleil se trouvant entre la Terre et la sonde. Lors des communications avec la sonde et grâce à l'antenne de 4 mètres de diamètre de celle-ci ainsi qu'à la nouvelle station au sol du NASA Deep Space Network à Goldstone en Californie, l'équipe d'astrophysiciens italiens a pu observer un glissement de fréquence dans les ondes radio reçues par et émises depuis Cassini-Huygens, lorsque celles-ci voyageaient à proximité du Soleil. D'après la théorie de la relativité générale, un objet massif tel que le Soleil est censé courber l'espace-temps autour de lui. Ainsi, un rayon lumineux ou une onde radio qui passe à proximité de l'étoile doit parcourir une distance plus grande à cause de cette courbure. Ce surplus de distance qu'ont dû parcourir les ondes émises par la sonde pour atteindre la Terre a retardé leur réception et ce retard a pu être mesuré et quantifié et a permis de vérifier la théorie avec une précision 50 fois supérieure à celle des précédentes expériences effectuées avec les sondes Viking.

Bien que des déviations par rapport à la relativité générale soient prévues par certains modèles cosmologiques, aucune déviation n'a été observée dans cette expérience et les mesures effectuées se sont accordées avec la théorie avec une précision au millième. ^[44] [45]

[modifier] Jupiter

La sonde Cassini-Huygens a pu observer Jupiter pendant presque 4 mois du 1er octobre 2000 au 22 mars 2001. Elle s'en est approchée à une distance minimale de 9,7 millions de kilomètres le 30 décembre 2000 et a pu effectuer plusieurs mesures. Durant ce survol ont été pris environ 26 000 clichés de la planète parmi lesquels on trouve les plus précis jamais réalisés (voir illustration à gauche). Sur certaines photos, les plus petits détails visibles mesuraient environ 60 km. ^[46]

Une découverte majeure fut annoncée par la NASA le 6 mars 2003 ^[47] et concernait la nature de la circulation atmosphérique de Jupiter. Certains clichés représentaient des bandes sombres alternées avec des zones plus claires dans l'atmosphère. Les scientifiques ont longtemps considéré ces zones, avec leurs nuages clairs, comme étant des zones de courants ascendants, partant du fait que sur Terre, les nuages se forment principalement dans des mouvements d'air ascendant. Mais l'analyse des clichés pris par Cassini a donné une autre explication. Individual storm cells of upwelling bright-white clouds, too small to see from Earth, pop up almost without exception in the dark belts. D'après Anthony Del Genio du Goddard Institute for Space Studies de la NASA, « We have a clear picture emerging that the belts must be the areas of net-rising atmospheric motion on Jupiter, with the implication that the net motion in the zones has to be sinking ».

Les autres observations atmosphériques ont révélé une structure ovale sombre et tourbillonnante dans la haute atmosphère, d'une taille similaire à la grande tache rouge, près du pôle nord de Jupiter. Les clichés infrarouges ont quant à eux révélé certains aspects de la circulation atmosphérique près des pôles. Ils ont révélé une structure en forme de bandes ceinturant la planète, bordées de bandes adjacentes dans lesquelles les vents soufflent dans des directions opposées.

Cette même annonce a permis de remettre en question la nature des anneaux de Jupiter. La dispersion de la lumière par les particules des anneaux a révélé que ces particules avaient des formes très irrégulières et étaient susceptibles d'avoir pour origine de la matière éjectée suite à l'impact de micrométéorites sur les satellites de Jupiter, probablement sur Métis et Adrastée.

[modifier] Saturne

[modifier] Saturne et son environnement

• 30 décembre 2000 : La sonde passe au large de Jupiter et prend des images.
• 27 mars 2004 : Première image de Saturne.
• 11 juin 2004 : Première image de Phœbé.
• 1er juillet 2004 : Premier passage à travers les anneaux de Saturne. La sonde devient captive de l'orbite de la planète. Elle est le premier objet humain en orbite autour de cette planète.
• 26 octobre 2004 : Premier passage près de Titan et premières images.
• 25 décembre 2004 : Lancement de Huygens.
• 31 décembre 2004 : Survol de Japet.
• 14 janvier 2005 : Atterrissage de Huygens
• 15 janvier 2005 : Nouveau passage près de Titan. Cassini passera au total 6 fois près de Titan en 2005.
• 9 mars 2005 : Premier passage près d'Encelade. Cassini survolera au total 5 fois Encelade en 2005.
• 26 septembre 2005 : Survol d'Hypérion. C'est le seul survol d'Hypérion prévu pour la durée normale de la mission.
• 11 octobre 2005 : Survol de Dioné.
• 26 novembre 2005 : Survol de Rhéa.

[modifier] Étude de la période de rotation sidérale de Saturne mesurée en radio

La détermination de la période de rotation sidérale d'une planète est essentielle pour l'étude de tous les phénomènes physiques qui y sont associés puisqu'on se base sur cette période de rotation sidérale pour l'établissement du système de longitude de la planète. Dans le cas des planètes telluriques, il suffit d'observer le sol pour obtenir cette période de rotation. Dans le cas des planètes gazeuses, il n'y a pas de 'sol' et le cœur est enfoui très profondément sous l'atmosphère de la planète. La seule observable qui est liée à la rotation du cœur de ces planètes est leur champ magnétique. On étudie donc les modulations induites par la rotation du champ magnétique de la planète étudiée sur ses émissions radios naturelles pour connaître sa période de rotation sidérale.

Dans le cas de Jupiter, la période de rotation sidérale a été mesurée de cette manière. La période obtenue (9h 55m 29.68s)^[48] est ainsi déterminée avec une très grande précision (l'écart entre chaque mesure ne dépasse pas 0.08s, ce qui fait une précision relative de 0.0001%). Dans le cas de Saturne, la période de rotation fut d'abord déterminée grâce aux données de la sonde Voyager. La période sidérale de Saturne était donc de 10h 39m et 24s^[49] (avec une précision relative de 0.02%). En 2000, des scientifiques (utilisant les données radio de la sonde Ulysses) ont observés que la période de modulation des émissions radio de Saturne avait changé depuis les mesures de Voyager^[50]. Les nouvelles mesures donnent une période 1% plus longue que celle mesurée par Voyager. Les mesures radios obtenues avec l'instrument Cassini/RPWS/HFR confirme la variation de la période des modulation des émissions radio de Saturne. Des observations effectuées sur les 2 premières années d'orbites autour de Saturne (2004-2005) semblent montrer que la période radio varie lentement (à l'échelle de l'année) de quelques fractions de pour-cents.

Comme la vitesse de rotation sidérale du cœur de Saturne ne peut pas varier, c'est l'interprétation des modulations des émissions radios qu'il faut probablement revoir. Que sait-on sur ces émissions ? Elles sont majoritairement émises sur le côté jour de la magnétosphère de Saturne^[51] et elles sont fortement corrélées avec la pression dynamique du vent solaire^[52]. Différentes interprétations existent :

• effet saisonnier : la hauteur du Soleil sur le plan des anneaux change la quantité d'électrons libre sur les lignes de champs magnétiques et donc change les conditions d'émission des ondes radios
• effet du cycle solaire : les propriétés du milieu interplanétaire et du vent solaire varie fortement avec l'activité solaire. Il a été montré que les émissions radios aurorales de Saturne sont très fortement corrélée avec les fluctuations des paramètres du vent solaire.
• effet de battement^[53] : fluctuation non aléatoire de la localisation de la région active en radio dans un secteur de temps local. Des simulations numériques ont montré qu'on peut très facilement obtenir des périodes de rotation apparentes différentes de la période réelle par effet de battement.
• système de convection du cœur de Saturne : théorie inspirée par ce qui se passe dans le Soleil, mais peu probable.

Mais aucune n'explique pas encore vraiment la variabilité observée, ni ne permettent d'obtenir la période de rotation sidérale de Saturne.

Le problème de la définition d'un système de longitude à Saturne reste donc entier. Le problème est particulièrement épineux car si la période de rotation de Saturne est effectivement 1% plus lente que la période mesurée par Voyager, tout le système atmosphérique de Saturne serait alors en super-rotation (c'est-à-dire qu'il tournerait plus vite que le cœur de la planète) ce qui est difficilement explicable.

[modifier] Anneaux de Saturne

[modifier] Collecte d'informations sur les spokes

Les spokes sont des taches observées sur les anneaux de Saturne par la sonde Voyager dans les années 80. Cassini-Huygens a permis de vérifier la réalité de ce phénomène et d'invalider certaines théories qui ne prévoyaient pas leur réapparition avant 2007.

[modifier] Occultation radio des anneaux de Saturne

En mai 2005, Cassini a commencé une série d'expériences d'occultation, conçues pour déterminer la répartition des tailles des particules des anneaux et effectuer des mesures de l'atmosphère de Saturne. La sonde a effectué des orbites spécifiquement étudiées à cet effet.

Dans ce but, la sonde traverse les anneaux et émet des ondes radio en direction de la Terre. Les variations de puissance, de fréquence et de phase de ces ondes sont alors étudiées afin de déterminer la structure des anneaux.

[modifier] Titan

[modifier] Autres lunes de Saturne

[modifier] Phœbé

La sonde a survolé Phœbé le 11 juin 2004. C'est la seule fois qu'elle la survolera, à cause de la distance entre Phœbé et Saturne. C'était le premier survol de cette lune depuis la mission Voyager 2 en 1981.

Les premières images ont été reçues le 12 juin 2004. Les scientifiques remarquèrent que la surface de Phœbé était bien différente de celle des astéroïdes que la sonde avait approchés. Certaines parties de la surface étaient très brillantes, ce qui laisse penser qu'une grande quantité d'eau doit se trouver sur cette surface.

[modifier] Survols d'Encelade

Durant les deux premiers survols d'Encelade en 2005, une déviation du champ magnétique d'Encelade a été constatée. Ce type de variation du champ magnétique est caractéristique d'une atmosphère mince mais significative. D'autres mesures semblent montrer que cette atmosphère est essentiellement composée de vapeur d'eau ionisée.

[modifier] Nouvelles lunes de Saturne

La mission Cassini-Huygens a d'ores et déjà permis de trouver trois nouvelles lunes autour de Saturne : "S/2004 S 1", rebaptisée Méthone, "S/2004 S 2", rebaptisée Pallène et "S/2005 S 1", rebaptisée Daphnis.

[modifier] Magnetosphère de Saturne

Image de Saturne prise le 27 mars 2004	Image de Titan prise le 26 octobre 2004	Anneaux de Saturne	Téthys (grand) et Encelade (petit)
Quasi-alignement de 4 lunes de Saturne	Dioné colorisée	Japet éclairé par la lumière reflétée par Saturne	Mimas

[modifier] Environnement sur Titan

Après un voyage de près de sept ans et 3,5 milliards de km parcourus dans le système solaire sur le dos de Cassini, Huygens s'est donc posée sur Titan, grâce à ses boucliers thermiques et au déploiement correct de ses deux parachutes, le 14 janvier 2005 renvoyant sur Terre, distante d'un milliard deux cent millions de kilomètres, des informations et des images (renvoyées par le Descent Imager/Spectral radiometer) d'une qualité jusqu'alors inégalée.

Le module scientifique de surface (SSP) révèle qu’à cet endroit, sous une croûte dure et mince, le sol a la consistance du sable. Les paysages de Titan présentent des similitudes avec ceux de la Terre, a expliqué Martin G. Tomasko, en charge du DISR, l’instrument qui a pris les images. Brouillards, traces de précipitations, érosions, abrasion mécanique, réseaux de chenaux de drainage, systèmes fluviaux, lacs asséchés, paysages côtiers et chapelets d’îles : «les processus physiques qui ont façonné Titan sont très proches de ceux qui ont modelé la Terre. Les matériaux, en revanche, sont plus «exotiques», Martin Tomasko de l'ESA. Puisque l'eau (H₂0) y est remplacée par du méthane (CH₄), qui peut exister sous forme liquide ou gazeuse à la surface de Titan. Quand il y pleut, ce sont des précipitations de méthane mêlées de traces d'hydrocarbures, qui déposent sur le sol des substances provenant de l’atmosphère. Des pluies seraient d’ailleurs tombées «dans un passé peu éloigné» précise encore Martin Tomasko, le 21 janvier 2005.

D'après ces informations, Titan possède donc bien une atmosphère uniforme faite de différents gaz (méthane, azote,...) et, au sol, une activité cryo volcanique, des rivières et de l'eau en abondance. Sur son sol gelé à -180 °C (mesuré sur place), se trouvent d'innombrables galets de glace parfois aussi volumineux que des automobiles ^[54].

[modifier] Analyses

L'atterrissage lui-même pose quelques questions. La sonde devait sortir de la brume à une altitude comprise entre 50 et 70 km. En fait, Huygens a commencé à émerger des nuages à 30 kilomètres seulement au-dessus de la surface. Cela pourrait signifier un changement dans le sens des vents à cette altitude.

Les sons enregistrés lorsque la sonde s'est posée laissent penser qu'elle s'est posée sur une surface plus ou moins boueuse, au moins très souple. « Il n'y a eu aucun problème à l'impact. L'atterrissage fut beaucoup plus doux que prévu. »

« Des particules de matière se sont accumulées sur l'objectif de l'appareil photo à haute résolution du DISR qui pointait vers le bas, ce qui suggère que :

• soit la sonde ait pu s'enfoncer dans la surface.
• soit la sonde a vaporisé des hydrocarbures à la surface et ils se sont rassemblés sur l'objectif. »

« Le dernier parachute de la sonde n'apparaît pas sur les clichés après l'atterrissage, aussi la sonde n'est probablement pas orientée à l'est, où nous aurions vu le parachute. »

Quand la mission a été conçue, il a été décidé qu'une lampe d'atterrissage de 20 watts devrait s'allumer 700 mètres au-dessus de la surface et illuminer le site au moins 15 minutes après l'atterrissage. « En fait, non seulement la lampe d'atterrissage s'est allumée à exactement 700 mètres, mais elle a continué à fonctionner plus d'une heure après, tandis que Cassini disparaissait au-delà de l'horizon de Titan pour continuer sa mission autour de Saturne » a encore indiqué Tomasko.

Le spectromètre de masse embarqué à bord de Huygens et qui sert à analyser les molécules de l'atmosphère a détecté la présence d'un épais nuage de méthane, haut de 18 000 à 20 000 mètres au-dessus de la surface.

D’autres indications transmises par le DISR, fixé à l'avant pour déterminer si Huygens s'était enfoncé profondément dans le sol, a révélé ce qui semble être du sable mouillé ou de la terre glaise. John Zarnecki, responsable du « Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) » qui analyse la surface de Titan, a déclaré : « Nous sommes surpris mais nous pouvons penser qu'il s'agit d'un matériau recouvert d'une fine pellicule, sous laquelle se trouve une couche d'une consistance relativement uniforme comme du sable ou de la boue. » ^[55]

[modifier] Controverse sur la source d'énergie

Comme la sonde évolue très loin du Soleil, il n'était pas envisageable d'utiliser des panneaux solaires pour fournir l'énergie nécessaire à la sonde^[56]. C'est pourquoi elle embarque un générateur thermoélectrique à radioisotope qui produit de l'électricité directement à partir de la chaleur produite par la désintégration naturelle du plutonium. Ce générateur a une durée de vie qui dépasse de loin les 11 ans de la mission.

La sonde Cassini-Huygens embarque 32,8 kg de plutonium (essentiellement du ²³⁸Pu, très radioactif), ce qui a provoqué une controverse avec des écologistes, des physiciens et d'anciens membres de la NASA. Concernant les risques de contamination, les estimations officielles étaient les suivantes : les chances d'une fuite de plutonium durant les trois premières minutes et demi étaient de 1 sur 1400, les chances d'une fuite durant la montée de la fusée de une sur 476, les chances de contamination terrestre ultérieure inférieure à une sur un million, avec un risque de 120 morts sur 50 ans si une telle chose arrivait. De nombreux observateurs donnaient bien d'autres estimations. Par exemple le physicien Michio Kaku prévoyait 200 000 morts si le plutonium contaminait une zone urbanisée, à cause de la dispersion atmosphérique, même si la trajectoire de lancement avait été prévue de manière à rester loin des grandes métropoles et si le RTG est conçu de manière à diminuer les risques de dispersion du plutonium en cas d'annulation de la mission (explosion).

De même, un risque supplémentaire provenait d'un second passage dans l'orbite terrestre le 18 août 1999.

La NASA a publié des informations se voulant exhaustives et rassurantes quant aux risques liés au générateur RTG^[57].

[modifier] Notes

[modifier] Voir aussi

[modifier] Articles connexes

• Chronologie de la mission Cassini-Huygens.

[modifier] Liens externes

• (fr) Huygens-Cassini sur le site du CNES
• (fr) Direct, Actualités et dossiers complets sur la mission Cassini-Huygens
• (fr) Dossier illustré sur Cassini-Huygens
• (en) Site de Cassini-Huygens au JPL (en anglais)
• (en) Site de Cassini-Huygens à l'ESA (en anglais)
• (en) Site scientifique de Huygens à l'ESA (en anglais)
• (fr) Site de l'équipe française de Cassini
• (fr) Mission Cassini-Huygens : vers Saturne et Titan
• (fr) Dossier et interviews sur la mission Cassini-Huygens
• (fr) Vidéo de la conférence à la cité des sciences : Titan en direct
• (fr) Vidéo de la conférence à la cité des sciences : Titan : Première révélations
• (it) Cassini sur le site de l'ASI
• (it) Huygens sur le site de l'ASI
• (en) Page du site JPL consacré à la sécurité nucléaire du projet

Cet article a été reconnu article de qualité le 13 mars 2006 (comparer avec la version actuelle). Pour toute information complémentaire, consulter sa page de discussion et le vote l'ayant promu.