Outre la charge utile altimétrique, deux instruments viennent compléter la panoplie des mesures disponibles :
Un radiomètre à balayage en 5 fréquences dédié à la mesure de la température de surface, le Microwave Radiometer Imager (MWRI) (Chine)
Un diffusiomètre à balayage en bande Ku dédié à la mesure des vents de surface, le Ku-band Rotational Fan-beam Scatterometer (KU-RFSCAT, abrégé généralement en SCAT) (Chine)
Le CNES a la responsabilité de la fourniture de l'orbite précise. Pour cela, le segment sol SSALTO récupère la télémesure DORIS (collectée par le réseau de stations sol de la NSOAS), les données GPS prétraitées (RINEX) fournies par la NSOAS et les mesures laser fournies par le réseau ILRS. Ces données sont traitées pour générer 2 types d'éphémérides (orbite de précision 10 cm en 24 heures et orbite de précision 5 cm en 30 jours) qui sont ensuite livrées à la NSOAS. Ces éphémérides servent à l'élaboration des produits altimétriques.
Les produits altimétriques élaborés par le partenaire Chinois (niveau 2), sont, après calibration, assimilés par le composant SSALTO/DUACS afin d'enrichir les produits à valeur ajoutée multimission (niveaux 3 & 4).
CLS, opérateur du segment sol multimission SSALTO pour le CNES, réalise les opérations sol HY-2A en phase de routine.
Haiyang / HY-2 en détails
Le programme chinois Haiyang
Les satellites HY-2 font partie du programme Haiyang de l’agence spatiale chinoise (CNSA). Ce programme d’observation des océans terrestres comporte 3 générations de satellites :
HY-1 : HY-1A (lancé le 15 mai 2002), HY-1B (11 avril 2007), HY-1C (7 septembre 2018), HY-1D (10 juin 2020) / couleur et température des océans
HY-2 : HY-2A (15 août 2011), HY-2B (24 octobre 2018), HY-2C (21 septembre 2020), HY-2D (19 mai 2021) / dynamique des océans
HY-3 : HY-3A (16 novembre 2023) / surveillance des océans
HY-4 : HY-4A (14 novembre 2024) / dynamique de l’environnement marin
Le programme Haiyang est en cours de développement et de nouveaux lancements sont prévus dans chacune des 4 générations de satellites. Notamment, 8 satellites sont prévus dans la 2ème génération, de HY-2A à HY-2H.
La participation du CNES
Le CNES est engagé sur 5 des satellites de 2ème génération du programme Haiyang : sur HY-2A, dont la mission est terminée, et sur HY-2C et HY-2D, en exploitation, et sur les futurs HY-2E et HY-2F (lancement en 2026). DORIS embarqué sur A, C, D, E et F.
L’étude des océans permet de répondre à une partie des enjeux posés par le changement climatique, mais aussi aux enjeux de navigation, de fonctionnement du système Terre et d’évolution de la biosphère marine. Le CNES est par ailleurs engagé dans plusieurs autres missions dédiées à l’étude des océans terrestres, comme CFOSAT, Cryosat-2, Sentinel-3, Sentinel-6, SMOS, Jason, SWOT, SARAL/Altika et ODYSEA.
Objectifs
Mesurer la circulation océanique à moyenne échelle
Surveiller la dynamique océanique et l’état de la mer
Établir des prévisions d’évolution du climat
Établir des prévisions d’évolution des milieux marins
Les missions des satellites de 2ème génération du programme Haiyang sont centrées sur l’étude de la dynamique des océans, par la mesure de paramètres dans le domaine des micro-ondes. Ce choix de domaine d’observation permet d’étudier la surface océanique dans toutes les conditions météorologiques, car les longueurs d’onde associées traversent les couches nuageuses.
Les objectifs scientifiques principaux des satellites de la gamme HY-2 sont :
La mesure de la circulation océanique à moyenne échelle
La surveillance de la dynamique océanique et de l'état de la mer
La prévision océanique opérationnelle et la recherche océanographique
La prévision climatique
La recherche sur le système océanique, le système terrestre et le climat
La mesure du vent et des vagues et les recherches connexes
Les paramètres de la dynamique de l'environnement marin
HY-2A a été décidé en 2007, il a été lancé sous la responsabilité de la CNSA par un lanceur Longue Marche CZ-4B sur une orbite héliosynchrone à une altitude finale de 970 kilomètres.
Le satellite HY-2A a été exploité par la NSOAS pour une durée de vie nominale de 3 ans.
La mission d'HY-2A était double, la première avec une orbite phasée à 14 jours et une altitude moyenne d'environ 971 km et une deuxième avec une orbite phasée à 168 jours et une altitude moyenne d'environ 973 km.
La première sur une durée de 2 ans était à vocation océanographique, la deuxième était à vocation géodésique.
Le lancement a eu lieu le 15 août 2011 (à 22h57 TU) et la mise en route des instruments qui ont permis de déterminer l'orbite précise a été faite 1 jour ou 2 plus tard. Le satellite a été placé sur une orbite à 910 km et a rejoint en 15 jours l'orbite définitive de 970 km.
Les autres missions de la gamme HY-2 qui comportent une participation du CNES avec l’embarquement d’exemplaires de l’instrument DORIS, à savoir HY-2C et HY-2D, ont été lancés respectivement les 21 septembre 2020 et 19 mai 2021 par des lanceurs Long March-4B. HY-2E et HY-2F le seront en 2026.
Les missions des satellites HY-2 s’intègrent dans un vaste programme chinois d’observation et d’étude des océans, Haiyang, d’une ampleur comparable au programme Sentinel, du programme européen Copernicus. Il est mené par la National Satellite Ocean Application Service (NSOAS), la State Oceanic Administration (SOA), en partenariat avec l’Agence Spatiale Chinoise, la CNSA.
Dans le cadre de cette coopération entre la NSOAS et le CNES, depuis 2014 les données altimétriques (mesure de la topographie des océans et de la hauteur des vagues) de la mission HY-2 sont traitées dans le système multimission DUACS et contribuent à l’amélioration des produits du Service « Copernicus Marine Service ».
Le CNES, par la fourniture des premières orbites, a participé à la mise à poste d'HY-2A.
Détection d’une exoplanète en forme de ballon de rugby
Détections de mini-Neptunes dans notre galaxie
Un anneau inattendu détecté autour de la planète naine Quaoar
Un nouveau système planétaire détecté autour de l’étoile HD110067
Plusieurs découvertes récentes obtenues grâce à la mission CHEOPS ont permis de détecter et d’étudier de nouvelles exoplanètes aux particularités singulières, comme une planète en forme de ballon de rugby ou des mini-Neptunes dans notre galaxie. Mais ce n’est pas tout, les observations de CHEOPS ont également révélé la présence improbable d’un anneau dense autour d’une planète naine de notre Système solaire et un système de six exoplanètes en résonance orbitale.
Ces découvertes s’appuient sur la précision et la couverture 24h/24 et 7j/7 du satellite. Les observations de CHEOPS sont complétées par les informations dans des longueurs d’onde plus larges (UV, IR) par d’autres télescopes spatiaux comme Hubble et James Webb.
CHEOPS est la première d'un trio de missions dédiées aux exoplanètes. Il sera rejoint par Plato en 2026, qui se concentrera sur les planètes semblables à la Terre, orbitant à une distance potentiellement viable de leur étoile. Ariel complètera la flotte en 2029 et sera spécialisé dans l'étude des atmosphères des exoplanètes.
Une exoplanète en forme de ballon de rugby
CHEOPS a détecté une exoplanète non sphérique, orbitant autour de son étoile hôte en une journée, ayant la forme d’un ballon de rugby. C’est la première fois que la déformation d’une exoplanète est détectée, ouvrant ainsi la voie vers une meilleure connaissance de la structure interne de ces planètes très proches de leur étoile hôte.
La planète, connue sous le nom de WASP-103b, est située dans la constellation d'Hercule. Elle a été déformée par les puissantes forces de marée entre la planète et son étoile hôte WASP-103, qui est environ 200 degrés plus chaude et 1,7 fois plus grande que le Soleil.
La mission CHEOPS a confirmé l’existence de quatre exoplanètes en orbite autour de quatre étoiles dans notre Voie lactée. Ces exoplanètes, qui ont des tailles comprises entre celle de la Terre et celle de Neptune, gravitent autour de leurs étoiles, plus proches que Mercure autour du Soleil.
Ces mini-Neptunes ne ressemblent à aucune planète de notre Système solaire et constituent un « chaînon manquant » entre les planètes semblables à la Terre et celles semblables à Neptune. Les mini-Neptunes font partie des exoplanètes les plus courants connus, même si elles restent des objets mystérieux. Elles sont plus petites, plus froides et plus difficiles à détecter que les exoplanètes dites « Jupiter chaudes », qui ont été trouvées en abondance. Alors que les Jupiters chaudes tournent autour de leur étoile en quelques heures, voire quelques jours, et ont généralement des températures de surface supérieures à 1 000 °C, les mini-Neptunes mettent plus de temps à orbiter autour de leur étoile hôte et ont des températures de surface plus froides - environ 300 °C.
Grâce aux mesures de CHEOPS, le rayon des quatre exoplanètes a pu être défini, leur masse ayant été déterminée à l'aide d'observations provenant de télescopes au sol. Ces mesures combinées ont permis une première estimation de la masse de leur noyau ferro-rocheux, mais la composition de leur atmosphère reste en débat. Améliorer la connaissance de la composition de ces planètes et en particulier de leurs couches externes constitue un enjeu majeur pour la compréhension du mécanisme de leur formation. Grâce au télescope spatial James Webb de la NASA ou la future mission Ariel de l’ESA, une réponse définitive pourrait bien être apportée.
Un anneau inattendu autour de la planète naine Quaoar
La mission CHEOPS a observé une planète naine dans notre Système solaire, connue sous le nom de Quaoar, entourée d’un anneau dense de matière.
Quaoar fait partie d'une collection de petits mondes lointains connus sous le nom d'objets trans-neptuniens (TNO). On en connaît environ 3 000. Comme leur nom l’indique, les TNO se trouvent aux confins du Système solaire, au-delà de l’orbite de la planète Neptune. Les plus grands sont Pluton et Eris. Quaoar a un rayon estimé de 555 km et possède une petite lune appelée Weywot, d'un rayon d'environ 80 km.
L'anneau de Quaoar a été découvert grâce à une série d'observations qui a eu lieu entre 2018 et 2021. À l'aide de télescopes au sol et du télescope spatial CHEOPS, les astronomes ont observé le passage de Quaoar devant une succession d'étoiles lointaines, bloquant brièvement leur lumière au passage. Un tel événement est connu sous le nom d’occultation. Observer la façon dont la lumière de l’étoile occultée chute fournit des informations sur la taille et la forme de l’objet occultant et peut révéler la présence d’une atmosphère. Dans le cas de Quaoar, des baisses de luminosité plus faibles avant et après l’occultation principale ont indiqué la présence de matière en orbite autour de ce corps.
L’anneau de Quaoar n’est pas le seul système d’anneaux connu autour d’une planète naine. Deux autres – autour de Chariklo et Haumea – ont été détectés grâce à des observations au sol. Cependant, ce qui rend le système d’anneau de Quaoar unique, c’est l'endroit où il se trouve par rapport à Quaoar lui-même. La présence d’un anneau à une distance d’environ sept fois et demie le rayon de Quaoar interroge les astronomes : pourquoi ce matériau n’a-t-il pas fusionné pour former une petite lune ?
En effet, tout objet céleste avec un champ gravitationnel suffisant aura une limite à l'intérieur de laquelle un objet céleste qui s'en approche sera réduit en morceaux. C'est ce qu'on appelle la « limite de Roche ». Ainsi, les systèmes d'anneaux denses ne devraient exister qu’à l'intérieur de la limite de Roche, comme pour Saturne, Chariklo et Haumea. Or, dans le cas de Quaoar, l’anneau est bien plus éloigné que la limite de Roche. De premiers résultats suggèrent que les températures glaciales de Quaoar pourraient jouer un rôle en empêchant les particules glacées de s’agglomérer, mais des investigations supplémentaires sont nécessaires pour percer ce mystère.
La découverte d’une exoplanète LTT9779 b plus brillante que Vénus
Le télescope CHEOPS découvre une « Neptune ultra-chaude » qui reflète 80% de la lumière que lui transmet son étoile hôte ! A titre de comparaison, la planète Vénus reflète 75% de la lumière solaire et la Terre 30%.
Pour la première fois, les astronomes ont découvert une exoplanète plus brillante que Vénus : il s’agit de LTT9779 b. Cette exoplanète a à peu près la taille de Neptune, et un grand "miroir". Sa taille et sa température en font une « Neptune ultra-chaude » avec un rayon 4,7 fois plus grand que celui de la Terre. Une année sur LTT9779 b ne prend que 19 heures.
La raison de la grande réflectivité de la planète LTT9779 b est simple : elle est recouverte de nuages métalliques. Ceux-ci sont principalement constitués de silicates mélangés à des métaux comme le titane.
La plupart des planètes ont un albédo faible, soit parce qu'elles ont une atmosphère qui absorbe beaucoup de lumière, comme la Terre, soit parce que leur surface est sombre ou rugueuse. Les exceptions ont tendance à être des mondes de glace gelés ou des planètes comme Vénus qui ont une couche nuageuse réfléchissante.
Les scientifiques vont alors de surprise en surprise : la température du côté de la planète faisant face à son étoile est estimée à environ… 2000 °C ! Or, il s’avère que toute température supérieure à 100°C est trop élevée pour que des nuages d’eau puissent se former ou même des nuages de métal ou de verre.
Cette planète ne devrait tout simplement pas exister, du fait de sa taille, sa masse et sa proximité avec son étoile. C’est du jamais-vu !
Un nouveau système planétaire autour de l’étoile HD110067
Une équipe de scientifiques, menée par Rafael Luque de l’Université de Chicago, a découvert un système planétaire d’au moins six planètes en orbite autour de l’étoile HD110067 située à environ 100 années-lumière de la Terre. L’étude des paramètres qui caractérisent l’orbite des planètes de ce système démontre qu’il n’a quasiment pas évolué depuis sa formation il y a environ un milliard d’années. En effet, les planètes sont en résonance orbitale, cela signifie que les temps qu’elles mettent pour effectuer une révolution autour de l’étoile sont liés mathématiquement. Plus précisément, leurs périodes de révolution (ou périodes orbitales) s’expriment sous la forme d'un rapport de deux nombres entiers. C’est un fait remarquable car seuls très peu de systèmes (environ 1%) restent ainsi en résonance.
Deux planètes autour de l’étoile HD110067 avaient déjà été détectées par le satellite TESS de la NASA en 2020 et 2022 mais leurs périodes orbitales n’étaient pas connues avec certitude. Grâce aux données fournies par CHEOPS, les scientifiques ont désormais pu confirmer l’existence d’une troisième planète et mettre en évidence la résonance entre ces trois corps. La première planète (la plus externe) effectue une révolution en environ 20,5 jours, ce qui représente quasiment 1,5 fois (3/2) la période orbitale de la seconde planète (dont la période est d’environ 13,7 jours). Cette dernière valeur correspond également à presque exactement 1,5 fois (3/2) la période orbitale de la troisième planète (9,1 jours).
La prédiction d’autres résonances orbitales et leur correspondance avec les données inexpliquées restantes ont permis aux scientifiques de découvrir trois autres planètes de ce système. Ces six exoplanètes ont toutes une taille plus petite que celle de Neptune et une atmosphère étendue. Elles représentent ainsi des candidates idéales pour approfondir notre connaissance des atmosphères des exoplanètes.
Depuis la détection de la première exoplanète Pegasi51 b sur le télescope de 1,93 m de l’Observatoire de Haute Provence en 1995, environ 6 200 exoplanètes sont aujourd'hui répertoriées. Toutefois, seules 30% d’entre-elles sont complètement identifiées (masse, rayon, distance à l’étoile…).
Contrairement aux étoiles, la lumière réfléchie par les planètes est peu intense et difficilement observable par des télescopes classiques. En revanche, les planètes sont détectables par des méthodes indirectes, notamment grâce aux perturbations qu’elles induisent sur leur étoile. Par exemple, la diminution d’une fraction de la lumière par l’étoile hôte lorsque les planètes passent entre celle-ci et la Terre. Cet évènement, appelé transit, est directement relié aux propriétés géométriques du système planétaire. La méthode du transit a permis de détecter les 3/4 des exoplanètes connues et de déterminer leur rayon et leur temps de transit.
Identifier ces transits pour des planètes de la taille de la Terre nécessite cependant d’être capable de mesurer d’infimes variations de la lumière de l’étoile. Ce niveau de performance n’est atteignable que grâce à des télescopes spatiaux en orbite autour de la Terre ou du point de Lagrange L2. C’est ce qu’ont fait remarquablement les missions spatiales CoRoT et Kepler. Elles recherchaient des planètes orbitant essentiellement autour d'étoiles très éloignées du Système Solaire.
Objectifs
Déterminer les structures des exoplanètes de 1 à 17 masses terrestres
Observer de 500 à 1000 étoiles possédant des planètes
Étudier en détails des exoplanètes déjà identifiées
Constituer une collection de cibles privilégiées pour des études détaillées des propriétés physiques des planètes et de la composition de leur atmosphère
CHEOPS étudie les planètes en orbite autour d’autres étoiles que notre Soleil mais suffisamment proches de notre Système Solaire pour pouvoir en déterminer très précisément les propriétés. Ces données, complétées par celles acquises depuis le sol ou l’espace par des grands télescopes, améliorent nos connaissances sur l’architecture des systèmes planétaires, leurs mécanismes de formation et d’évolution, mais aussi sur la diversité structurale et composition des petites planètes , de taille inférieure à Neptune.
Contrairement à d’autres télescopes spatiaux comme CoRoT, Kepler ou Tess, CHEOPS n’a pas pour objectif de recenser de nouvelles exoplanètes dans différentes régions du ciel mais d’observer en détail le voisinage des étoiles déjà connues pour être entourées d’une ou plusieurs planètes. Les exoplanètes ciblées ont déjà été détectées voire identifiées par détection de transits, détermination de leur vitesse radiale ou imagerie directe. Ces méthodes de détection et d’observation des exoplanètes apportent des informations complémentaires. Les méthodes de transits ou l’imagerie directe donnent une première évaluation du diamètre de la planète et de la géométrie du système planétaire (orbite et distance à l’étoile hôte) et de l’activité de l’étoile. En revanche, la mesure des vitesses radiales réalisées depuis le sol avec des spectromètres de très haute-sensibilité permet de déterminer la masse de la planète. La densité apparente de la planète est ainsi déduite de la combinaison des mesures de masse et de diamètre et indique la composition globale de la planète. Est-elle rocheuse, composée d’un océan ou de couches de glace, d’un noyau métallique dense ?
CHEOPS complète ainsi la chaîne de mesures déterminant la structure de ces planètes. Les plus prometteuses sont celles appelées super-Terres, dont le rayon est compris entre 1,5 et 4 fois le rayon terrestre : il s’agit de planètes plus grosses que des « exo-Terres » rocheuses et plus petites que des planètes gazeuses de type Neptune (17 masses terrestres).
De telles planètes riches en eau n’existent pas dans notre système solaire, mais ont déjà été détectées et observées dans d’autres systèmes planétaires par les télescopes spatiaux Hubble, Spitzer, TESS et le télescope VLT au Chili.
Dans certains des systèmes multi-planétaires, les mesures successives réalisées par CHEOPS aident à la détermination précise du mouvement complexe des planètes. À partir de modèles mathématiques, les masses des différentes planètes sont évaluées avec plus de précision. Là encore CHEOPS complète de façon déterminante les mesures obtenues avec d’autres méthodes.
La communauté scientifique espère aussi identifier grâce à la grande précision de mesure de CHEOPS, des types de planètes, en théorie possibles, mais qui n’avaient pas encore été observés, comme des mini-Neptunes et des planètes océan géantes. En 2023, CHEOPS a ainsi pu observer et confirmer l’existence de mini-Neptune, petites planètes gazeuses.
La découverte et l’étude de telles planètes modifient les hypothèses sur leurs conditions de formation, comme la masse nécessaire du cœur solide à partir de laquelle le gaz environnant est capturé pour obtenir une atmosphère d’épaisseur et de composition variable.
Les résultats de CHEOPS fournissent une collection de cibles privilégiées pour des études détaillées des propriétés physiques des planètes et de la composition de leur atmosphère. D’autres télescopes analyseront la lumière réfléchie par les atmosphères pour en déterminer la composition :
Du côté américain avec le télescope spatial James Webb développé par la NASA, avec le concours des agences spatiales Canadienne et Européenne lancé le 25 décembre 2021.
Du côté européen avec :
Au sol, l’European Extremely Large Telescope de l’ESO dont la mise en service est prévue en 2029.
Le télescope spatial de l’ESA, Ariel prévu pour un lancement en 2029.
Déroulé du projet
En trois ans et demi de mission nominale (mars 2020 à septembre 2023), CHEOPS a observé environ 670 étoiles possédant au moins une exoplanète. Le bon état des instruments, de la plate-forme et de la réserve d’ergol, a permis de prolonger la mission de septembre 2023 à décembre 2026. Placé en orbite basse à 700km d’altitude, le satellite a dû effectuer un seule manœuvre d’évitement.
Organisation
CHEOPS est la première petite mission sélectionnée par l’ESA (Mission S pour « Small ») du programme Cosmic Vision 2015-2025 et la première d'un trio de missions européennes dédiées aux exoplanètes, incluant deux missions moyennes (M) :
Plato (M3) qui sera lancé fin 2026 et consacrée à la détection d’« exo-Terres » , situées dans la zone habitable de leur étoile hôte avec des périodes d’orbite de 0,5 à 2 années terrestres.
Ariel (M4) prévue en 2029 et dédiée à l'étude par spectrométrie IR des atmosphères des exoplanètes cibles.
L’ESA a financé les coûts de lancement et le pilotage technique du projet. Elle s’est chargée de l’intégration, de la vérification et des tests du satellite qui a été mis en orbite par un lanceur Soyouz depuis le centre spatial guyanais.
Des pays membres ont assuré le développement et l’architecture de la charge utile (télescope et détecteurs) sous la responsabilité de la Suisse. Les miroirs du télescope sont italiens, le déflecteur est belge, l’unité de traitement des données et le logiciel de vol sont autrichiens, le radiateur est hongrois et le plan focal, assemblé en Allemagne, est équipé d’un capteur CCD anglais.
Le consortium a la charge de la fourniture de l’instrument (télescope et plan focal), du centre des opérations scientifiques (SOC), du centre des opérations spatiales (MOC), et du centre de données. Chaque pays est représenté par deux chercheurs cumulant à la fois une expertise scientifique et instrumentale. Deux membres de l’équipe CHEOPS de l’ESA seront également invités en tant qu’observateurs au consortium.
Le consortium définit 80% des cibles à étudier, et les 20 % du temps d’observation restants sont ouverts à appel d’offre pour toute la communauté scientifique. Les propositions sont sélectionnées selon leur intérêt scientifique par le PI et un comité d’allocation du temps, nommé par l’ESA mais indépendant.
L’exploitation scientifique est coordonnée en Suisse par l’université de Berne. Le consortium mené par l’Institut de physique de Berne fédère des instituts de recherche de 10 autres états membres de l’ESA : Autriche, Belgique, France, Allemagne, Hongrie, Italie, Portugal, Suède, Espagne et Royaume-Uni.
Exploration de Titan, sa surface, son atmosphère et son système climatique
Découverte de l’océan sous-glaciaire d’Encelade
Des particules à ultra-hautes énergies dans l’environnement de Saturne
Des hydrocarbures détectés dans la stratosphère aux pôles de Saturne
Première image complète et précise de la formation hexagonale au pôle Nord de Saturne
Compréhension des anneaux comme phénomène dynamique
La mission Cassini-Huygens, bien qu’ayant débuté en 2004 (année de l’arrivée de la sonde en orbite de Saturne), et s’étant terminée en 2017 par la plongée de la sonde Cassini dans l’atmosphère de Saturne, continue même en 2025 à produire de nombreux résultats. Voici quelques publications concernant les grands domaines scientifiques concernés par la mission, afin de tenter de rendre compte de la grande richesse des connaissances accumulées durant ces 20+ dernières années grâce aux observations et mesures de la sonde Cassini et de l’atterrisseur Huygens, qui s’est posé sur Titan le 14 janvier 2005.
Exploration de Titan, sa surface, son atmosphère et son système climatique
La sonde Cassini a emporté l’atterrisseur européen Huygens, qui s’est posé sur Titan le 14 janvier 2005. Avec les mesures combinées des instruments de Huygens et Cassini, les planétologues ont découvert un monde dynamique où le cycle du méthane et autres hydrocarbures remplace celui de l’eau, où des rivières de méthane creusent leurs lits dans la croûte d’eau glacée de la lune pour se déverser dans des mers de méthane liquide. Titan est ainsi désormais connu comme le seul autre monde du Système Solaire où un système de rivières et de mers est présent.
Un système complexe de mers et rivières d’hydrocarbures sur Titan
Les résultats scientifiques à propos de Titan, tirés des mesures de Huygens et Cassini sont nombreux. On peut notamment citer les travaux de A. Le Gall et al. (2015) ayant étudié la composition, les changements saisonniers et la bathymétrie de Ligeia Mare : Composition, seasonal change, and bathymetry of Ligeia Mare, Titan, derived from its microwave thermal emission.
Des dunes glacées sont également présentes et actives à la surface de Titan, comme expliqué dans cette autre publication de A. Le Gall et al. (2012) : Latitudinal and altitudinal controls of Titan's dune field morphometry.
Mesures dans l’atmosphère de Titan
L’atmosphère de Titan a pu également être étudiée en détails, à la fois durant la descente de 2h15 de Huygens, et par les mesures de Cassini depuis l’espace. Par exemple, des phénomènes saisonniers ont été observés dans les vortex des pôles de Titan, comme décrit dans cette publication de N. Teanby et al. (2012) : Active upper-atmosphere chemistry and dynamics from polar circulation reversal on Titan.
Dans une atmosphère, les aérosols peuvent jouer le rôle de noyaux de condensation pour la formation de nuages et ont un rôle dans l’établissement et l’évolution de la structure thermique de cette atmosphère. Ces effets sont dépendants de la composition de ces aérosols. C’est pourquoi les données obtenues in situ par la combinaison des instruments GCMS (Gas Chromatograph and Mass Spectrometer) et ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser) de la sonde Huygens durant sa descente dans l’atmosphère de Titan sont très importantes. Elles ont été utilisées pour améliorer la compréhension les modèles de l’atmosphère de Titan, comme l’expliquent l’étude de G. Israël et al. (2005) : Complex organic matter in Titan’s atmospheric aerosols from in situ pyrolysis and analysis, ainsi que l’étude de K. Das et al., (2025) : Reanalysis of the Huygens GCMS dataset II. Trace species in Titan’s lower atmosphere.
Un océan d’eau sous la surface
On peut aussi citer la découverte d’effets de marées subis par Titan et détectés par Cassini indiquant la présence d’un océan sous-glaciaire, comme montré par la publication de L. Less et al. (2012) : The Tides of Titan.
La mesure de la conductivité atmosphérique par la sonde Huygens est compatible avec la présence d’une couche conductrice à 45 km de profondeur sous la surface qui serait un océan d’eau, selon l’étude de C. Béghin et al. (2010) : Titan’s native ocean revealed beneath some 45 km of ice by a Schumann-like resonance.
Bien d’autres découvertes ont été permises par cette mission à propos de Titan, si bien que ces quelques exemples ne sauraient représenter une liste exhaustive de ces résultats.
Cassini a observé par occultation et même effectué des mesures in situ des « plumes », ces jets de gaz et de poussière glacée éjectée par les geysers d’Encelade. Ces plumes sont constituées d’eau et de molécules organiques comme le montre cette publication de N. Khawaja et al. (2025) : Detection of organic compounds in freshly ejected ice grains from Enceladus’s ocean.
De nombreuses études ont été menées sur le sujet des geysers d’Encelade, comme celle de A. Ershova et al. (2024) : Modeling the Enceladus dust plume based on in situ measurements performed with the Cassini Cosmic Dust Analyzer, ou encore celle de C. J. Hansen et al. (2020) : The composition and structure of Enceladus' plume from the complete set of Cassini UVIS occultation observations.
Ces geysers ont pour origine la zone des « rayures de tigre », à la surface d’Encelade. Des fissures dans sa croûte glacée, clairement identifiées dans les photographies prises par Cassini. Cette publication de N. J. van der Hijden et al. (2024) : Linking Enceladus’ plume characteristics to the crevasse propertiesexplique par exemple le lien entre les caractéristiques des plumes et des propriétés de ces crevasses.
La composition des geysers et les crevasses découverts sur Encelade indiquent clairement la présence, ici aussi, d’un océan sous-glaciaire d’eau, dont on peut estimer la nature, grâce aux mesures de la composition des plumes par Cassini, comme le montre par exemple cette étude de A. K. Ramírez-Cabañas et al. (2024) : Exploring the general chemistry of the core and ocean of Enceladus.
Comme pour les résultats concernant Titan, les résultats obtenus par les planétologues sur Encelade grâce aux données de Cassini sont tellement riches qu’il est impossible d’en faire ici une liste exhaustive.
Des particules à ultra-hautes énergies dans l’environnement de Saturne
L’espace au sein du champ magnétique de Saturne est traversé de particules à haute énergie. Cette étude de A. Masters et al. (2013) : Electron acceleration to relativistic energies at a strong quasi-parallel shock wavemontre par exemple l’impact d’une éruption solaire et de son onde de choc sur le champ magnétique de Saturne, avec la détection d’électrons accélérés jusqu’à avoir des énergies relativistes.
Les mesures in situ de Cassini ont permis également de découvrir l’existence d’une ceinture de radiations autour de Saturne. Celle-ci, comme les ceintures de Van Allen autour de la Terre, présente des variations en intensité. Cette étude de E. Roussos et al. (2008) : Discovery of a transient radiation belt at Saturn montre par exemple la détection de 3 augmentations soudaines de la quantité d’ions de haute énergie à proximité des lunes Dione et Tethys de Saturne. Ces ceintures de radiations sont alimentées par les éruptions du Soleil.
Des flux de particules sont également échangés par Saturne et ses lunes. Le spectromètre à électrons CAPS-ELS de Cassini a par exemple détecté un flux d’électrons entre Encelade et Saturne, causant des aurores polaires visibles en ultraviolet sur Saturne, comme le montre cette étude de W. R. Pryor et al. (2011) : The auroral footprint of Enceladus on Saturn.
Des hydrocarbures détectés dans la stratosphère aux pôles de Saturne
Les pôles de Saturne sont le siège d’une activité aurorale. Ces aurores devraient avoir des conséquences sur la chimie de la stratosphère et sur sa structure thermique. Notamment, un impact est attendu sur la production d’aérosols composés de benzène et d’hydrocarbures plus lourds. Ces problématiques sont décrites par l’étude de S. Guerlet et al. (2015) : Stratospheric benzene and hydrocarbon aerosols detected in Saturn’s auroral regions, qui s’est basée sur des mesures de l’instrument CIRS de la sonde Cassini.
Première image complète et précise de la formation hexagonale au pôle Nord de Saturne
Découverte en 1987 par les sondes Voyager (D.A. Godfrey : A hexagonal feature around Saturn's north pole, 1988), la structure hexagonale du vortex au pôle nord de Saturne a été observée dans son entièreté et à haute résolution par la sonde Cassini. Elle a été abondamment étudiée grâce aux données de Cassini. Cette étude de A. Sánchez-Lavega et al. (2020) : Multilayer hazes over Saturn’s hexagon from Cassini ISS limb images montre par exemple la présence d’au moins 6 couches atmosphériques de brume au-dessus de la structure, et qui pourraient être formées par la condensation de glaces d’hydrocarbures.
Cette structure en forme d’hexagone du vortex polaire nord pourrait être une manifestation d’une onde de Rossby, comme le montre l’étude de A. Sánchez-Lavega et al. (2014) : The long-term steady motion of Saturn's hexagon and the stability of its enclosed jet stream under seasonal changes. L’article explique que le fait que les propriétés de la structure survivent aux changements de saisons pointe vers des causes profondément enfouies dans l’atmosphère de Saturne.
Compréhension des anneaux comme phénomène dynamique
Les anneaux de Saturne ne sont pas stables dans le temps. C’est un environnement dynamique, en perpétuel remaniement, alimenté par diverses sources de poussières glacées ou rocheuses. Des échanges de matériaux se font entre les anneaux et les Lunes de Saturne. Des satellites naturels « bergers » tracent des sillons dans les anneaux comme le ferait un chien de berger dans un troupeau de moutons, déformant les anneaux sur leur passage. C’est le cas pour la petite lune Prométhée qui s’approche et s’éloigne de l’anneau F toutes les 14,7 h, imprimant une ondulation sur celui-ci, comme le montre l’étude de C. D. Murray et al. (2005) : How Prometheus creates structure in Saturn's F ring.
L’anneau E est quant à lui déformé par l’apport de particules de glace d’eau émises par les geysers d’Encelade comme le montre par exemple cette étude de N. Rubbrecht et al. (2025) : Peculiar rainbows in Saturn’s E ring: Uncovering luminous bands near Enceladus.
L’étude de Z. Zhang et al. (2017) : Cassini microwave observations provide clues to the origin of Saturn's C ring qui s’intéressait à la partie non-composée de glace de l’anneau C, fait l’hypothèse de la capture puis destruction par franchissement de la limite de Roche d’un centaure (ces petits corps mi-astéroïdes, mi-comètes orbitant le Soleil entre Jupiter et Neptune) par Saturne il y a 10 à 20 millions d’années pour expliquer l’origine de cet anneau.
Les anneaux de Saturne sont alimentés en matériaux par ses lunes mais en perdent également. Grâce aux données de Cassini, les planétologues ont découvert que des particules de poussières tombaient dans l’atmosphère de Saturne depuis ses anneaux, comme le montre cette publication de H-W. Hsu et al. (2018) : In situ collection of dust grains falling from Saturn’s rings into its atmosphere.
Les anneaux de Saturne sont donc transitoires, et probablement pas présents depuis la formation de la planète. Ce qui ressort des études publiées sur les données de Cassini, c’est que les anneaux de Saturne sont très jeunes (en termes astronomiques). Le gros de leur structure pourrait avoir été formé par la collision de deux lunes entre elles, de tailles analogues à Dione et Rhéa, il y a quelques centaines de millions d’années, comme le montrent les résultats de simulation de cette étuyde de L. F. A. Teodoro et al. (2023) : A Recent Impact Origin of Saturn’s Rings and Mid-sized Moons.
En 2025, les résultats de la mission concernant le système d’anneaux de Saturne continuent d’être publiés. Ce qui est décrit plus haut n’est par conséquent qu’un échantillon non-exhaustif des découvertes permises par les observations et mesures de Cassini. Cet échantillon tente de montrer l’étendue du panorama des découvertes faites par les planétologues à propos des anneaux de Saturne.
L'expérience CAPS (Cassini Plasma Spectrometer), à bord de l'orbiteur de Saturne du projet Cassini, comprenait trois détecteurs plasma :
Le spectromètre de masse IMS (Ion Mass Spectrometer) qui permettait de déterminer la masse des ions détectés et, par conséquent, de remonter à la composition du plasma magnétosphérique. IMS était constitué de deux parties principales. La première était un analyseur électrostatique multidirectionnel qui permettait de sélectionner l'énergie des ions analysés par l'instrument entre ~1 et ~40 keV avec une résolution de ~8% et permettait aussi de connaître leur distribution angulaire sur un champ de vue instantané de 160°x10° divisé en 8 secteurs identiques de 20°x10°. À la sortie de l'analyseur électrostatique, les ions étaient accélérés par un potentiel de -14,6 kV imposé sur des feuilles de carbone de très faible épaisseur et correspondant à chacun des secteurs du champ de vue. Ils ressortaient de la feuille de carbone à l'état de neutres, d'ions positifs ou négatifs, les proportions relatives dépendant de l'énergie et de la nature de l'ion incident. Ils entraient alors dans un analyseur de temps de vol où un champ électrique linéaire (LEF) permettait de défléchir les fragments positifs vers le détecteur LEF, tandis que les fragments de neutres et d'ions négatifs suivaient une trajectoire différente et étaient collectés par le détecteur ST (Straight-Through). De la mesure de la durée de leur trajet, ou "temps de vol", dans cet espace de dérive on déduisait leur vitesse et, connaissant leur énergie, leur masse. À la traversé de la feuille de carbone, les ions moléculaires étaient dissociés en fragments atomiques qui sont mesurés indépendamment et permettaient donc l'identification du constituant initial. La résolution en masse M/M était de l'ordre de 8 pour le détecteur ST et qu'elle atteignait ~30 pour les ions détectés par le détecteur LEF, lorsque les ions entrant dans IMS étaient des ions atomiques, mais avec une efficacité de détection inférieure à celle du ST.
Le spectromètre de masse ELS (Electron Spectrometer) était un analyseur électrostatique hémisphérique chargé de mesurer les distributions en énergie et en direction d'arrivée des électrons dans la magnétosphère de Saturne et dans le vent solaire. Il permettait de mesurer des flux d'électrons en fonction de l'énergie de 0,56 eV à 26 keV en 63 niveaux d'énergie espacés de manière logarithmique. Les électrons pénétraient dans le capteur via un collimateur dont la géométrie définissait le champ de vue d'ELS (5 x 160°) et passaient ensuite entre les plaques concentriques de l'analyseur électrostatique hémisphérique (ESA) avant de percuter les galettes à micro-canaux (MCP). Les électrons étaient enregistrés successivement depuis les hautes vers les basses énergies par variation du potentiel appliqué entre les plaques. La résolution en énergie de chaque niveau (dépendant de l'espacement des plaques concentriques) était de 17 %. Le temps d'accumulation par niveau était de 31,25 millisecondes dont un quart de temps mort pour fixer le potentiel. En fonctionnement nominal, le spectre entier s'acquérait en 2 secondes. Huit anodes de 5x20° disposés en éventail enregistraient simultanément les spectres d'électrons dans huit directions différentes, situés dans le même plan.
Le spectromètre de masse IBS (Ion Beam Spectrometer) était un analyseur électrostatique chargé de mesurer les distributions en énergie et en direction d'arrivée des faisceaux d'ions dans la magnétosphère de Saturne et dans le vent solaire.
Les instruments de CAPS étaient montés sur une plateforme dont l'orientation pouvait varier de ±100° autour d'un axe situé dans le plan moyen du champ de vue du détecteur IMS et perpendiculaire à la direction centrale de ce champ de vue. Le mouvement d'essuie-glaces de l'actuateur sur lequel les instruments étaient fixés balayait autour de l'axe Z de la sonde une couverture angulaire de plus ou moins 104° (vitesse de l'actuateur 1° par seconde). En combinant ce mouvement avec les manœuvres de rotation de Cassini autour de ses 3 axes, il était possible de couvrir un champ de vue large afin de mesurer des fonctions de distribution tridimensionnelles, et de déterminer les anisotropies de direction dans les flux de particules.
L'expérience a été préparé sous la responsabilité principale du Southwest Research Institute de San Antonio, USA, avec une contribution technique et scientifique du LPP (Polytechnique) et scientifique de l'Observatoire Midi-Pyrénées (Toulouse, LATT puis IRAP).
La magnétosphère de Saturne diffère de la plupart des autres environnements planétaires par le nombre et la complexité des sources internes de plasma qui y sont présentes. Outre le vent solaire et l'ionosphère de la planète elle-même, les satellites de glace, Mimas, Encelade, Téthys, Dionne et Rhéa, les anneaux et Titan constituent en effet des sources abondantes voire majeures du plasma magnétosphérique et déterminent pour l'essentiel sa composition. Les différentes populations de plasma magnétosphériques peuvent être utilisés comme traceurs et fournir des informations originales sur les mécanismes de production, de perte et de transport du plasma dans la magnétosphère de Saturne.
Le spectromètre CIRS
L'instrument CIRS, embarqué à bord de la sonde Cassini était capable d'analyser la lumière infrarouge émise par la planète Saturne, ses anneaux et ses satellites. Il visait à mesurer la température et la composition chimique de ces corps afin de comprendre leur formation et leur évolution.
L'instrument CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) était le fruit d'une collaboration entre le Goddard Space Flight Center (GSFC) de la NASA situé près de Washington, l'Université d'Oxford, le Queen Mary College de Londres, le CEA/DAPNIA de Saclay et le LIRA de l'Observatoire de Paris.
CIRS était un spectromètre infrarouge à Transformée de Fourier composé de deux interféromètres. Il opérait dans les domaines de l'infrarouge moyen et lointain de 7 à 1000 µm (1400 à 10 cm-1) avec une résolution spectrale programmable de 0,5 cm-1 (haute résolution) à 15,5 cm-1 (basse résolution). Les deux interféromètres partageaient le même télescope et le même mécanisme de balayage en différence de marche optique. L'interféromètre de la voie "infrarouge lointain" (10-690 cm-1 ou 1000-14,5 µm, domaine dit "submillimétrique") était un interféromètre à polarisation qui illumine le plan focal "FP1" (Focal Plane 1) où étaient placés deux détecteurs de type thermopile. L'interféromètre de la voie "infrarouge moyen" était un interféromètre de Michelson à deux plans focaux "FP3" (570-1130 cm-1 ou 17,5-8,8 µm) et "FP4" (1025-1495 cm-1 ou 9,8- 6,7 µm). Une barrette de 10 détecteurs réalisés en HgCdTe (tellure de mercure et de cadmium) était placée dans chaque plan focal (le plan focal FP2 a été supprimé lors d'une réduction de budget du projet Cassini).
L'ensemble optique comprenait un télescope Cassegrain dont le miroir primaire paraboloïde mesurait 50,8 cm de diamètre et le miroir secondaire hyperboloïde 7,6 cm de diamètre. Le rayonnement infrarouge incident était distribué entre les voies infrarouges "moyen" et "lointain" par un miroir de champ. À la sortie des interféromètres les faisceaux étaient focalisés vers les détecteurs. Un interféromètre de référence permettait de maintenir une vitesse constante du mécanisme de balayage et de contrôler l'échantillonnage des données.
L'instrument était refroidi passivement et contrôlé pour être maintenu à 170 ± 0,1 K. Le détecteur du plan FP1 fonctionnait à la même température. Il permettait d'obtenir une résolution sur le ciel de 3,9 mrad (équivalent à 1500 km à la distance de la Lune). Les barrettes de 10 détecteurs HgCdTe fonctionnaient à des températures programmables entre 75°K et 85°K. Chaque élément couvrait un angle de 0,27 mrad (équivalent à 100 km à la distance de la Lune).
Les contributions françaises à cet instrument ont consisté en la fourniture d'un prototype du mécanisme de balayage par le LIRA, et de barrettes de détecteurs pour le plan focal FP4 par le CEA/DAPNIA.
Caractéristiques du système de Saturne dans l'infra-rouge lointain
Le système de Saturne est situé à environ 9,5 UA (soit 1,4 milliards de km) du Soleil. A cette distance, la température d'équilibre d'un corps parfaitement absorbant (possédant un albédo de 1) serait de 180°K environ (-90°C). Mais aucun corps n'absorbe parfaitement le rayonnement solaire, si bien que les objets dénués d'atmosphère gravitant autour de Saturne ont une température comprise entre 50°K et 130°K (-220°C à -140°C). Quant aux atmosphères de Saturne et de Titan, elles sont caractérisées par des températures allant de 70°K à 200°K (200°C à -70°C) du fait de processus de redistribution de la chaleur en leur sein (avec une composante de chaleur d'origine interne pour Saturne).
Tous ces objets sont donc des corps froids qui rayonnent essentiellement dans le domaine infrarouge moyen et lointain. Les observations effectuées par l'instrument CIRS ont permis, d'une part, de déterminer la température de ces différents corps, et d'autre part, d'identifier les molécules composant ces corps grâce à des raies d'émission ou d'absorption produites lors de transitions moléculaires. Les caractéristiques de l'instrument CIRS - domaine spectral étendu, résolution spectrale, et résolution spatiale – ont permis une caractérisation tridimensionnelle des atmosphères de Saturne et de Titan, à savoir le profil de température, la distribution des constituants gazeux et des aérosols en fonction de l'altitude, de la latitude et de la longitude. Cet instrument mesurait également les caractéristiques thermiques et la composition de la surface des satellites et des anneaux.
L’expérience MIMI
L'expérience MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) à bord de l'orbiteur de Saturne du projet Cassini, comprenait trois détecteurs de particules énergétiques, chargées et neutres, parmi lesquels un détecteur de conception tout à fait nouvelle et qui permettait, pour la première fois, l'étude par imagerie d'une magnétosphère planétaire. L'expérience a été préparée sous la responsabilité principale de l'Applied Physics Laboratory / Johns Hopkins University (Maryland, USA), avec la contribution de l’IRAP (Toulouse).
Cette expérience, grâce à l'analyse de populations de particules les plus énergétiques, a apporté une contribution majeure à la compréhension de la configuration et de la dynamique de la magnétosphère de Saturne et de ses interactions avec le vent solaire, l'atmosphère de Saturne, l'exosphère de Titan, et les satellites de glace.
DISR (Descent Imager / Spectral Radiometer) était l'instrument d'imagerie et de spectroscopie de la sonde Huygens. Il comprenait trois caméras (HRI, MRI et SLI qui offraient une couverture angulaire complète de 6 à 96° du nadir), deux spectromètres infrarouges (ULIS, qui regardait vers le haut, et DLIS, vers le bas), deux spectromètres visibles (ULVS, qui regardait vers le haut, et DLVS, vers le bas), deux photomètres violets (ULV et DLV), une caméra (SA) mesurant la polarisation verticale et horizontale de la lumière solaire diffusée à deux longueurs d'onde, et finalement un senseur solaire (SS) pour déterminer l'azimut du soleil et l'attitude de la sonde à chaque rotation. DISR était le fruit d'une collaboration internationale entre les Etats-Unis, la France et l'Allemagne. Le LIRA (Observatoire de Paris) a fourni le plan focal infrarouge, l'électronique associée et un obturateur mécanique pour les spectromètres ULIS et DLIS.
DISR a commencé à collecter des données vers 150 km d'altitude, peu après l'ouverture du parachute principal, et a enchaîné les différentes séquences d'observation programmées pendant les 2 h 28 min de la descente. A 700 m d'altitude, l'instrument a allumé une lampe pour éclairer la surface et compenser en partie l'absorption de la lumière solaire par le méthane atmosphérique. DISR a survécu à l'atterrissage et a continué à transmettre des données pendant 1 h 12 min, jusqu'au passage de la sonde Cassini sous l'horizon. Le seul problème instrumental a été un dysfonctionnement du senseur solaire, qui a entraîné la collecte des données de chaque sous-instrument à des azimuts aléatoires, au lieu de ceux prévus.
Toutefois, la reconstruction précise du profil de descente, quelques mois plus tard, a fourni l'information nécessaire pour analyser correctement l'ensemble des données et remplir les objectifs scientifiques prévus. On peut aussi déplorer la perte d'un des deux canaux de communication dans le récepteur à bord de Cassini qui a causé la perte de la moitié des images et de quelques mesures spectrales à basse altitude. Au total, 4 Mo de données ont été recueillies, dont environ 3 Mo d'imagerie (376 images enregistrées pendant la descente et 230 à la surface).
L’expérience GCMS
L'instrument GCMS (NASA-GSFC) représentait l'une des plus importantes expériences scientifiques de la sonde Huygens de la mission Cassini-Huygens pour l'analyse chimique in situ de l'environnement de Titan. Il comprenait deux sous-systèmes d'analyse : un chromatographe en phase gazeuse (GC) et un spectromètre de masse (MS), les deux pouvant opérer soit en couplage, soit séparément.
Le sous-système GC était constitué de 3 colonnes chromatographiques disposées en parallèle, permettant la séparation des constituants gazeux de l'atmosphère selon leur nature chimique, avant analyse par le sous-système MS. Il utilisait le dihydrogène, H2, comme gaz vecteur. Ce dernier était stocké sous forme d'hydrure dans un réservoir.
L'instrument disposait de 5 sources ioniques : une pour l'analyse directe de l'atmosphère gazeuse dans le MS (IS1), une pour l'analyse des échantillons venant de l'expérience ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser) (IS2), et les trois dernières pour l'analyse des éluants de chacune des trois colonnes chromatographiques (IS3, IS4 et IS5).
L'instrument GCMS disposait aussi d'une cellule d'enrichissement qui permettait d'augmenter la concentration des différents composés gazeux de l'atmosphère par rapport à celle de son constituant majoritaire, le diazote N2, et d'augmenter ainsi la sensibilité de l'instrument vis-à-vis des composés trace.
Pendant la descente de la sonde dans l'atmosphère de Titan (environ 2,5 heures) l'instrument GCMS a pu effectuer l'analyse moléculaire et isotopique de ce milieu : phase gazeuse et aérosols (via un collecteur-pyrolyseur d'aérosols : l'expérience ACP). Cette analyse a été réalisée soit par injection directe dans le MS (mode séparé), soit par l'ensemble GCMS (mode couplé). La sonde Huygens ayant survécu à son atterrissage sur le satellite de Saturne, l'instrument GCMS a également pu analyser l'atmosphère à la surface de Titan pendant 1 heure 10 minutes.
L'orbiteur Cassini a été construit par le Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA et par l'Agence Spatiale Italienne (ASI) qui a fourni l'antenne de communication servant également de radar. C'était l'une des plus grosses, des plus lourdes, et des plus complexes sondes interplanétaires jamais construites.
Le seul orbiteur Cassini pesait 2 125 kg, auxquels il faut rajouter la sonde Huygens et les 3 267 kg de carburant, pour arriver à une masse totale de 5 712 kg. Plus de la moitié de cette masse était constituée par le carburant liquide, nécessaire au long voyage vers Saturne et surtout son insertion en orbite. CASSINI mesurait plus de 6,7 m de haut et plus de 4 m de large.
Cassini recevait son énergie électrique de générateurs radio-isotopiques thermoélectriques (RTGs). Les RTGs contenaient du dioxyde de plutonium qui produit de la radioactivité et donc de la chaleur. Cette chaleur est convertie en énergie électrique. Les RTGs sont une source très fiable et durable d'énergie - sans parties mobiles pouvant se briser au cours du long voyage vers Saturne.
Cassini voyageant dans des zones à très haute ou très basse températures, a dû être équipé de systèmes le protégeant de ces températures extrêmes : couverture thermique contre le froid, ou peinture réfléchissant et évacuant l'énergie du Soleil dans le cas contraire.
Cassini communiquait avec la Terre grâce à trois antennes différentes : 1 antenne à grand gain (de 4 m de diamètre) et 2 antennes à faible gain. L'orbiteur recevait les données sous forme de signal radio à la vitesse de la lumière, données qui mettaient ensuite 68 à 84 minutes à parvenir jusqu'à la Terre (en fonction de la position de Saturne sur son orbite ; de 8,6 à 10,6 Unités Astronomiques de la Terre).
Les instruments qui équipaient l'orbiteur CASSINI sont les suivants :
1 (sur le schéma ci-dessus) : Dual-Technique Magnetometer (MAG) (Royaume-Uni) étudiait le champ magnétique de Saturne et ses interactions avec le vent solaire, les anneaux et les lunes de Saturne.
2 : Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) (États-Unis) : identifiait les compositions chimiques des surfaces, atmosphères et anneaux de Saturne et de ses lunes par la mesure des couleurs émises ou réfléchies dans le visible et le proche-infrarouge.
3 : Radio and Plasma Wave Spectrometer (RPWS) (États-Unis) : analysait les ondes plasma (générées par le vent solaire ou orbitant autour de Saturne), les émissions naturelles d'ondes radio et la poussière.
4 : Imaging Science Subsystem (ISS) (États-Unis) : imagerie dans le visible, le proche ultraviolet et le proche infrarouge.
5 :Composite Infrared Spectrometer (CIRS) (États-Unis) : mesurait le rayonnement infrarouge des surfaces, des atmosphères de Saturne et de ses satellites naturels ainsi que de ses anneaux pour étudier leur température et leur composition.
6 : Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) (États-Unis) : analysait en ultraviolet des atmosphères et des anneaux pour étudier leurs structures, leur chimie et leur composition.
7 : Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) (États-Unis) : imagerie de la magnétosphère de Saturne et mesure des interactions entre la magnétosphère et le vent solaire, flux de gaz ionisé venant du Soleil.
8 : Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) (États-Unis) : explorait le plasma (gaz fortement ionisé) à proximité ou à l'intérieur du champ magnétique de Saturne
9 : Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) (États-Unis) : examinait les particules neutres et chargées à proximité de Titan, Saturne et de ses lunes pour mieux connaître l'extension de leurs atmosphères et ionosphères.
10 : Cassini Radar (RADAR) (États-Unis) : cartographiait la surface de Titan grâce à un imageur radar pour percer le voile nuageux. Il était aussi utilisé pour mesurer les hauteurs des éléments de la surface.
Cosmic Dust Analyser (CDA) (Allemagne) : étudiait la glace et les grains de poussière à proximité et dans le système de Saturne.
Radio Science Subsystem (RSS) (États-Unis) : étude du champ de gravité de Saturne et de ses lunes par la mesure des variations de fréquence des ondes radio (effet Doppler) envoyées par la sonde.
L’atterrisseur Huygens
Huygens était un concentré de 350 kg de technologie. Il a été conçu pour étudier la composition chimique de l'atmosphère et de la surface de Titan.
Le 14 janvier 2005, Huygens a pénétré à la vitesse de plus de 20 000 km/h dans l'épaisse atmosphère de Titan (la pression au sol y est 1,5 fois plus élevée que sur Terre. Avec une température plus froide, la densité atmosphérique à la surface est 4,5 fois plus grande que sur Terre). Son bouclier thermique a supporté le contact avec des gaz à une température de 12 000°C. Déployés à partir de 180 km d'altitude, plusieurs parachutes se sont ouverts successivement pour lui permettre une arrivée en douceur à la surface de Titan.
Les instruments du module Huygens ont permis de collecter de nombreuses données dans l'atmosphère de Titan au cours d'une descente de plus de 2 h, mais également à sa surface. Les batteries de Huygens lui ont permis de survivre pendant 2 h après l'atterrissage, alors que la mission dans sa globalité n'était pas conçue pour durer plus de 2h30.
Les instruments qui équipaient le module HUYGENS sont les suivants :
Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP) (France) : instrument devant collecter les aérosols pour l'analyse de leur composition chimique. Après déploiement d'un échantillonneur, une pompe aspirait un échantillon de l'atmosphère à travers des filtres afin de capturer les aérosols. Chaque échantillonneur pouvait collecter environ 30 microgrammes de matière.
Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR) (États-Unis) : instrument d'imagerie et de spectroscopie couvrant une large gamme spectrale. Quelques centaines de mètres avant l'atterrissage, l'instrument a allumé une lampe pour acquérir des spectres des matériaux de la surface.
Doppler Wind Experiment (DWE) (Allemagne) : instrument utilisant les signaux radio de Huygens pour déduire certaines propriétés de l'atmosphère. La dérive du module due aux vents dans l'atmosphère de Titan induisait un décalage Doppler mesurable du signal du satellite. Le mouvement de balancier du module sous son parachute ainsi que les autres effets perturbant le signal radio, tels que l'atténuation atmosphérique, pouvaient aussi être détectés grâce au signal.
Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) (États-Unis) : analyseur chimique de gaz conçu pour identifier et quantifier les composants moléculaires de l'atmosphère.
Huygens Atmosphere Structure Instrument (HASI) (France) : ensemble de capteurs pour mesurer les propriétés physiques et électriques de l'atmosphère ainsi qu'un microphone interne qui renvoyait le son détecté sur Titan.
Surface Science Package (SSP) (Royaume-Uni) : ensemble de capteurs pour déterminer les propriétés physiques de la surface au niveau du site d'atterrissage et pour fournir des informations uniques sur sa composition. SSP incluait un accéléromètre pour mesurer la décélération à l'impact, ainsi que d'autres capteurs pour mesurer l'indice de réfraction, la température, la conductivité thermique, la capacité de chauffage, la vitesse du son et la constante diélectrique du matériau (liquide) au niveau du site d'atterrissage.
Cassini-Huygens en détails
Contexte
La sonde Cassini était le premier orbiteur (et seul à ce jour) de l’humanité autour de la planète Saturne, seulement survolée auparavant par les sondes Pioneer 11 (1979), Voyager 1 (1980) et Voyager 2 (1981) de la NASA. Fruit d’une coopération entre les agences spatiales américaine (NASA) et européenne (ESA), cette sonde partie de la Terre le 15 octobre 1997 avait pour objectif d’entrer en orbite saturnienne pour étudier la planète géante et son cortège d’anneaux et de lunes. Elle devait également déposer au passage le module Huygens pour un atterrissage sur Titan. Celui-ci s’est posé sur sa surface le 14 janvier 2005.
Titan est la plus grosse lune du système saturnien, la seconde du système solaire après la lune Ganymède de Jupiter, et la seule à posséder une atmosphère épaisse. Son climat, lié à la présence d’hydrocarbures sous forme solide, liquide et gazeuse, suscite un grand intérêt chez les planétologues. L’intérêt est tel qu’une nouvelle mission est programmée pour Titan, cette fois avec un drone volant, un octocoptère nommé DragonFly, destiné à explorer concrètement cet environnement extraterrestre exotique, à la fois très proche et pourtant radicalement différent de celui de la Terre.
Déterminer les propriétés et la composition des nuages et de l’atmosphère de Saturne
Étudier les processus dynamiques dans l’atmosphère de Saturne et leurs variations
Déterminer la structure interne de la planète
Comprendre la dynamique de la magnétosphère de Saturne
Les objectifs scientifiques de l'orbiteur Cassini étaient les suivants :
Déterminer la température, les propriétés des nuages et la composition de l'atmosphère de Saturne, ce qui implique : prendre des images de l'atmosphère de Saturne sur une large gamme de latitudes et longitudes ; déterminer les émissions thermiques à la longueur d'onde de 2 cm des nuages bas dans l'atmosphère ; étudier les variations de la concentration en ammoniaque dans les structures de la ceinture.
Mesurer le champ planétaire des vents, y compris ses variations ; réaliser des observations à long terme des structures nuageuses pour voir comment elles grossissent, évoluent et se dissipent.
Déterminer la structure interne ainsi que la rotation de l'atmosphère profonde, ce qui implique : explorer les propriétés dynamiques jusqu'ici inconnues de l'atmosphère ; étudier l'ammoniaque en tant que traceur de la circulation atmosphérique ; déterminer le gradient de température de l'équateur aux pôles, ainsi que les structures longitudinales des nuages bas encore inconnues.
Etudier les variations journalières et les relations entre l'ionosphère et le champ magnétique de la planète.
Déterminer la composition, le flux de chaleur et l'environnement radiatif présent lors de la formation de Saturne et de son évolution.
Investiguer les sources et la nature des éclairs de Saturne.
Comprendre la dynamique de la magnétosphère de Saturne, et les interactions de cette magnétosphère avec les multiples satellites de Saturne, les anneaux et l'atmosphère de Saturne.
Objectifs pour Titan
Déterminer la composition de l’atmosphère de Titan
Étudier les processus dynamiques dans l’atmosphère de Titan
Déterminer la topographie de la lune Titan
Étudier les interactions entre la haute atmosphère de Titan et la magnétosphère de Saturne
Les objectifs scientifiques de l'orbiteur Cassini et du module de descente Huygens concernant le satellite Titan étaient les suivants :
Déterminer les abondances des constituants de l'atmosphère (gaz rares inclus) ; établir les rapports isotopiques pour les éléments abondants ; contraindre les scenarii de formation et d'évolution de Titan et de son atmosphère.
Observer les distributions verticales et horizontales des gaz trace ; rechercher des molécules organiques plus complexes ; investiguer les sources d'énergie de la chimie atmosphérique ; modéliser la photochimie de la stratosphère ; étudier la formation et la composition des aérosols.
Mesurer les vents et les températures globales ; investiguer la physique des nuages, la circulation générale et les effets saisonniers dans l'atmosphère de Titan ; rechercher les éclairs.
Déterminer l'état physique, la topographie et la composition de la surface ; en déduire la structure interne du satellite.
Investiguer la haute atmosphère, son ionisation, ainsi que son rôle en tant que source de matière neutre et ionisée pour la magnétosphère de Saturne.
Pour en savoir plus sur l’atterrissage du module Huygens sur Titan, visionnez la vidéo de la NASA de cet événement, reconstitué à partir des images fournies par Cassini et Huygens.
Déroulé du projet
La sonde Cassini et son module d’atterrissage Huygens ont été lancés le 15 octobre 1997 depuis Cap Canaveral (USA) par le lanceur Titan-IVB/Centaur.
Pour atteindre Saturne en 2004, Cassini-Huygens a utilisé l'assistance gravitationnelle des planètes rencontrées qui lui ont conféré à chaque passage un nouvel élan. Elle a ainsi survolé 2 fois Vénus, est revenue au voisinage de la Terre en août 1999, avant de parvenir aux abords de Jupiter en décembre 2000. L'impulsion délivrée par ces planètes a permis d'économiser l'équivalent de 75 tonnes de carburant et plusieurs dizaines d'années de voyage.
Le module orbital Cassini s'est inséré en orbite autour de Saturne le 1er juillet 2004. Il a ensuite observé la planète et son environnement durant 13 ans.
Son passager, la sonde Huygens, a plongé le 14 janvier 2005 dans l'atmosphère du satellite Titan et s'est posé à sa surface après une descente dans l'atmosphère de 2 heures 30 minutes.
La mission initiale devait durer 4 ans. La Nasa a une première fois annoncé l'extension de la mission jusqu'en juillet 2010. Ensuite, la NASA a de nouveau étendu la mission à multiples reprises jusqu'en mai 2017.
La sonde Cassini a été dirigée vers l’atmosphère saturnienne pour s’y consumer le 15 septembre 2017, événement qui a marqué la fin de sa mission.
L'orbiteur Cassini a été construit par le Jet Propulsion Laboratory de la NASA, avec la contribution de l'Agence Spatiale Italienne (ASI) pour son antenne à haut-gain ainsi que les autres sous-systèmes radio par un accord bilatéral NASA / ASI.
La sonde Huygens et les moyens de communication associés, ont été développés par un consortium industriel, dirigé par l'Aérospatiale Cannes (devenue Thalès Alenia Space) pour le compte de l'ESA.
Les charges utiles du module orbital et de la sonde étaient réparties globalement pour moitié entre européens et américains.
Indépendamment de sa contribution financière au programme obligatoire de l'ESA (pour la sonde Huygens), le CNES a contribué directement - au titre du programme national - à la réalisation d'environ la moitié des expériences scientifiques embarquées sur le module orbital et son atterrisseur. Cette participation reposait essentiellement sur le partenariat CNES/laboratoires spatiaux du CNRS. Une dizaine de laboratoires français était impliquée dans le cadre du projet.
La communauté scientifique française s'est fortement mobilisée pour être présente sur cette mission, avec plus de cinquante scientifiques français sélectionnés, dont deux responsables scientifiques d'expérience et trois scientifiques interdisciplinaires (IDS) : elle constituait la première communauté européenne sur la mission.
Contributions françaises à l’orbiteur Cassini
Les laboratoires français ayant contribué à Cassini sont les suivants :
Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM)
Commissariat à l'Energie Atomique (CEA)
Laboratoire d’Instrumentation et de Recherche en Astrophysique (LIRA/Observatoire de Paris)
Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS)
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)
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