ANNEE 2014-2015

DOSSIER DE DEMANDE DE DELEGATION

 Première demande

□ Renouvellement

Nom, prénom : ………RODRIGUEZ, SEBASTIEN…………………………...…………….

 Maître de conférences

□ Professeur des universités

Institut du CNRS :…………………INSU………………...…………………………………

(Voir http://www.cnrs.fr/fr/recherche/instituts.htm)

Section du Comité national de la recherche scientifique : …17………

(Indicatif, http://www.dgdr.cnrs.fr/drh/emploi-nonperm/pratique-3-deleg.htm)

Centre national de la recherche scientifique Direction des ressources humaines

Les informations contenues dans ce dossier feront l’objet d’un traitement automatisé. Le droit d’accès prévu par l’article 34 de la loi n° 78-17 du 6 janvier 1978 modifiée relative à l’informatique, aux fichiers et aux libertés (communication et rectification des données vous concernant) s’exerce auprès de la direction des ressources humaines du CNRS.

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Sommaire

Formulaire de demande d’accueil en délégation ...... 3

Fiche individuelle de renseignements ...... 4

Rapport d’activité ...... 5

Projet de recherche ...... 16

Liste de publications ...... 22

Recommandation ...... 27

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Formulaire de demande d’accueil en délégation

Nom: ……RODRIGUEZ..…………..…………………………………………………………...……. Prénom(s) : ……Sébastien………………………………….………………………………………………… Discipline ou spécialité : ……………….Astrophysique... …………………………………………………………………………….. Institut du CNRS relève la ……INSU.………………………………………………………………………………………… demande : Thématique / Sujet de recherche ……Thématiques : atmosphère et surface planétaires, Titan, transfert radiatif, analyse envisagé d’observations infrarouges…………………………………………………………………….

……Sujet de recherche : « Comprendre la nature de la surface de Titan. Lien avec le climat. »…………………………………………………………………………………………. …………………………………………………………………………………………………….

Etablissement d’enseignement supérieur d’origine ……Université Paris Diderot.………………………………………………………………….

LABORATOIRE D’ACCUEIL SOUHAITE

(Attention, les affectations à l’étranger ne pourront être accordées qu’à titre exceptionnel) :

Code unité : ……6112…… Ville : …Nantes…………………..…………………….…………………………. Intitulé : …………..Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes…………..………………………………….. Directeur : ……Olivier Grasset.……………………………………………………………………….……………………….

CADRE RESERVE AU DIRECTEUR DE L’UNITE DANS LAQUELLE L’ACCUEIL EN DELEGATION EST ENVISAGE Avis du directeur (le directeur d’unité peut joindre un bref argumentaire au dossier) :

□ Favorable □ Défavorable

à………………….…………, le…………….……………… Signature

LABORATOIRE ACTUEL (A ne remplir qu’en cas de mobilité) : Code unité : ……7158…… Ville : …Gif sur Yvette……………..………………….…………………………. Intitulé …………..Astrophysique, Instrumentation et Modélisation………………………………………………………….. Directeur : ……Anne Decourchelle..………………………………………………………………………………………..

CADRE RESERVE AU DIRECTEUR DE L’UNITE D’AFFECTATION ACTUELLE à ne remplir qu’en cas de mobilité

Avis du directeur (le directeur d’unité peut joindre un bref argumentaire au dossier) :

□ Favorable □ Défavorable

à………………….…………, le…………….……………… Signature

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Fiche individuelle de renseignements

□ Madame  Monsieur

Nom : ……Rodriguez………………………………………………………………………… …………. ………….Sébastien ……………………………………………………………………………………. Prénoms : Date et lieu de naissance : …….…… Né le 29 février 1976 à Libourne (Gironde)……… .……………………………….…..

N° sécurité sociale : ……..1 76 02 33 243 102 03.……………………………………………………………….…. Adresse ……23 rue Morère………………………….………………………………………………………….….….

…………………………………………………………………………………………...... ………………………………………………………………………………………………………..… ……...

Ville ……Paris……………………………………………….. Code postal ……75014……..………. Téléphone ……+33 1 69 08 80 56 / +33 6 87 00 20 18....………………………………………………………….

Adresse électronique ……[email protected]..………..………………………………………………………..

 Maître de conférences classe normale

□ Maître de conférences – hors classe

Situation actuelle □ Professeur des universités de 2ème classe

ère □ Professeur des universités de 1 classe □ Professeur des universités - classe exceptionnelle

Durée :  1 an

□ 6 mois □ Report au 1er février 2015

(La date de prise de fonction pour tous les accueils est le 1er septembre 2014. Pour les accueils d’une durée de 6 mois, un report de prise de fonction au 1er février 2015 est possible)

Quotité :  temps complet □ mi-temps Cette possibilité réservée uniquement pour un accueil d’une durée d’1 an (dans ce cas, vous devez assurer la moitié de votre service statutaire d'enseignement)

Je souhaite bénéficier de la possibilité d’accueil offerte par le CNRS dans le cadre d’une convention d’accueil en délégation prévoyant le versement par le CNRS d’une compensation financière de 11 200 € à mon établissement d’origine, en application de la modalité prévue à l’article 14 e) du décret n° 84-431 du 6 juin 1984 et de la note de la direction générale de la recherche et de la technologie du 20 novembre 1996. Je certifie avoir pris connaissance des conditions pour demander une délégation

à……Paris………….…………, le……05/01/2014……………… Signature

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Rapport d’activité

I. CURRICULUM VITAE

Sébastien Rodriguez, 37 ans (né le 29/02/1976 à Libourne, France) Laboratoire AIM (UMR 7158, Université Paris Diderot/CNRS/CEA) Maître de Conférences en astrophysique, section 34, Université Paris Diderot, depuis septembre 2006

 Chercheur associé aux équipes des instruments VIMS de Cassini et MAJIS de JUICE.  Prime d’Excellence Scientifique depuis 2010.  Membre de l’ICPAE de l’IAMAS depuis juillet 2011.  Nombre de publications internationales : 39 (+8 en révision).  Publications saillantes : 3 articles dans NATURE (dont 1 en révision).  10 communiqués de presse (ESA, CNES, CNRS, NASA/JPL, EUROPLANET, CEA, Université de Nantes, Université Paris Diderot) depuis 2005.  2 highlights dans les rapports trimestriels du projet Cassini remis aux cadres de la NASA en 2011.  PI et co-PI de deux projets ANR et d’un projet LabEx.

1. Cursus et évolution de carrière  2010 : CRCT 6 mois de l’Université Paris Diderot.  2006 – présent : Maître de Conférences en astrophysique, Université Paris Diderot.  2004-2006 : postdoc CNRS (analyse des observations VIMS de Titan, au sein de l’équipe “satellites de glace” du Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes, sous la direction du Pr. Christophe Sotin).  2003: Thèse de doctorat en astronomie & astrophysique, spec. “Planétologie”, Université Paris 6. Intitulé de la thèse : « Etude préparatoire à l’interprétation des données micro-ondes de l’instrument radar de la sonde Cassini- Huygens : impact de l’atmosphère de Titan ». Mention très honorable.  2000 : DEA « Astrophysique et instrumentation », Université Paris 6. Mention bien.  1999 : Maîtrise de physique fondamentale, Université Bordeaux I.

2. Vie scientifique et responsabilités collectives  2012 : Membre élu du GET (Groupe d’Experts Thématique) “2 infinis”, Université Paris 7.  2011 : Membre élu du CNU, section 34 (Astronomie & Astrophysique).  2011 : Membre nommé de l’ICPAE (International Commission on Planetary Atmospheres and their Evolution) de l’IAMAS (International Association of Meteorology and Atmospheric Sciences).  2010-présent : Membre du consortium AVIATR (Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance), proposant l’utilisation d’un drone pour l’exploration de Titan. Co-I de la proposition AVIATR à l’appel d’offre Discovery de la NASA (http://link.springer.com/article/10.1007%2Fs10686-011-9275-9).  2007-présent : Membre du consortium TSSM (Titan Saturn System Mission), proposant une nouvelle mission ambitieuse vers Saturne et Titan, en réponse au dernier appel d’offre Cosmic Vision de l’ESA pour une mission classe L (http://www.lesia.obspm.fr/cosmicvision/tssm/tssm-public/).  Rapporteur et expert pour le programme national PNTS (Programme National de Télédétection Spatiale).  Rapporteur pour des revues internationales à comité de lecture (Planetary and Space Science, Advances in Space Research, Nature, The Astrophysical Journal, Icarus).  Membre du jury de 3 thèses (co-encadrant, invité, examinateur).  Membre du comité d’organisation des journées scientifiques du LabEx « UnivEarths » du PRES Sorbonne Paris Cité (ANR-10-LABX-0023 et ANR-11-IDEX-0005-02).  Membre du comité d’organisation local des journées de la SF2A 2014.

3. Conférences et séminaires invités  2013, déc. : conférence invitée, association “Les Conférences du pôle Kerichen-Vauban”, cycle de conférences aux classes préparatoires aux grandes écoles, “Titan : soeur jumelle de la Terre. Dernières nouvelles de Cassini”, Brest, France. Page 5 sur 28  2013, oct. : conférence invitée, “Histoire de l’eau sur Mars”, Université Paris Diderot, France.  2013, sept. : conférence invitée, “Singular equinoctial activity over Titan's dunefields as seen by CASSINI/VIMS”, European Planetary Science Congress, Londres, United Kingdom.  2013, juin : conférence invitée, “Nuages de Titan : observation et modélisation”, SF2A Semaine de l’Astrophysique Française, Montpellier, France.  2013, avril : conférence invitée, dans le cadre de la visite du Service d’Astrophysique du CEA par des lycéens, “Histoire climatique de Mars”, Gif sur Yvette, France.  2013, avril : conférence invitée, association “Fête le savoir”, “Habitabilité du système solaire : histoire de l’habitabilité de Mars”, Vincennes, France.  2012, déc. : séminaire invité, “Titan vu en infrarouge et micro-ondes”, à l’IPG (Institut de Physique du Globe), Paris, France.  2012, nov.: conférence invitée, “Titan equatorial storms”, International Methane Workshop, Dole, France.  2012, oct. : conférence invitée, “Habitabilité du système solaire à travers son histoire: exemples de Mars et Titan”, à l’atelier “Originalités de la vie”, Université Paris Diderot, Paris, France.  2012, juin: conference invitée, “Equinoctial meteorological activity over Titan dune fields”, Titan surface workshop, Nantes, France.  2012, mai: séminaire invité, “Surveiller et comprendre le climat de Titan avec Cassini”, à l’IAS (Institut d’Astrophysique Spatiale), Université Paris Sud, Orsay, France.  2012, fév. : séminaire invité, “Le climat de Titan”, à AIM (Astrophysique, Instrumentation et Modélisation), Gif sur Yvette, France.  2011, nov. : conférence invitée, association CLEA (Comité de Liaison Enseignants et Astronomes), “L’exploration de Saturne et Titan avec Cassini”, à l’ESPCI (Ecole Nationale Supérieure de Physique et de Chimie Industrielles), Paris, France.  2011, mars : séminaire invité, “Suivre l’activité nuageuse de Titan avec Cassini”, au LESIA (Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique), Observatoire de Paris-Meudon, France.  2010, juin : conférence invitée, “Cassini long-term observation campaign of Titan’s cloud activity: how to monitor Titan’s climate and hydrocarbons cycle at planetary scale”, International Union of Geodesy and Geophysics (IUGG) General Assembly, Melbourne, Australie.  2010, fév. : conférence invitée, “Dernières nouvelles de Saturne”, exposition “Observer de l’infime au lointain” au musée des Confluences, Lyon, France.  2007, oct. : conférence invitée, “Titan : soeur jumelle de la Terre”, Université Paris Diderot, France.  2006, avril: séminaire invité, “La surface de Titan vue par Cassini”, au LPG (Laboratoire de Planétologie et Géodynamique), Nantes, France.  2005, fév. : conférence invitée, “Complementary of radar and infrared remote sensing for the study of Titan’s surface”, Workshop on radar investigations of planetary and terrestrial environment, Lunar and Planetary Institute, Houston, USA.

4. Encadrement doctoral et postdoctoral (3 thèses, 3 postdocs)  2014, fév. – 2015, jan. : Luca Maltagliati, postdoc projet ANR « APOSTIC »  2013, jan. – 2014, déc. : Antoine Lucas, postdoc CNES.  2012, oct. – 2015, sept. : Amandine Garcia, thèse de doctorat en cours.  2012, juillet – 2013, juillet : Thomas Appéré, postdoc projet ANR « APOSTIC ». En ce moment, professeur au Lycée de Vannes (France).  2010, oct. – 2013, sept. : Kévin Degiorgio, thèse de doctorat obtenue avec la mention « très honorable » et les félications du jury, co-direction avec Cécile Ferrari (Laboratoire AIM, Université Paris Diderot). En ce moment, contrat postdoc à l’Observatoire de Paris (France)  2006, sept. – 2007, déc. : Estelle Déau, thèse de doctorat obtenue avec la mention “très honorable”, encadrée principalement par Sébastien Charnoz (pour ma part, 10% d’encadrement depuis septembre 2006). En ce moment, en postdoc au Jet Propulsion Laboratory (JPL, Pasadena, USA).

5. Financements  2013-2017 : projet ANR blanc « EXODUNES » (PI).  2011-2019 : LabEx UnivEarths, Workpackage exploratoire “Titan’s dunes and climate” (PI).  2011-2015 : projet ANR blanc « APOSTIC » (Co-PI, coordinateur du partenaire CEA – PI : P. Rannou, GSMA, Univ. de Reims).  2010-2011 : 1 BQR interdisciplinaire & 1 Campus Spatial, « Morphogénèse des dunes, rôle de la nature du sédiment et interaction avec le relief : application aux dunes et aux régimes de vents de Titan » (Co-PI, en collaboration avec LESIA-MSC/Paris Diderot and IPGP).  2010-2011 : 2 financements PNP (Programme National de Planétologie), « Morphologie et minéralogie des réseaux fluviaux de Mars et Titan » (Co-I) et « Morphogénèse des dunes de Titan et climat – observations, Page 6 sur 28 expériences et modélisations » (PI).  2007-2011 : projet ANR blanc « EXOCLIMATS » (Collaborateur – PI : S. Lebonnois, LMD, Université Paris 6).  Depuis 2006 : financement régulier du Programme National de Planétologie (INSU), “Modéliser le climat de Titan” (Co-I - PI : P. Rannou, GSMA, Univ. de Reims).

6. Communiqués de presse  2012 : NASA/JPL – “The Titanian Seasons Turn, Turn, Turn”.  2012 : plus de 100 citations de presse sur internet pour le concept de mission AVIATR.  2012 : CNES, NASA/JPL, ESA, Planetary Geomorphology Image of May – “Cassini finds Titan lake is like a Namibia mudflat”.  2012 : NASA/JPL – “The Many Moods of Titan”.  2012 : NASA/JPL – “Changes in Titan's North Polar Cloud”.  2011 : Science Daily, EUROPLANET – “Piecing together a global color map of Saturn’s largest moon”.  2011 : Planetary Geomorphology Image (PGI) of December – “Evaporites on Titan”.  2010 : NASA/JPL – “Spring on Titan Brings Sunshine and Patchy Clouds”.  2009 : CNES, CNRS, INSU, CEA, Université Paris Diderot, NASA/JPL – “Cassini finds Titan's clouds hang on to summer”.  2007 : CNES, NASA/JPL – “Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titan's North Pole”.  2005 : ESA, NASA/JPL – “Scientists Discover Possible Titan Volcano”.

7. Diffusion des connaissances vers le grand public  2002 – 2013 : ~30 communications grand public à l’occasion de diverses expositions et festivals, dans diverses institutions (écoles élémentaires, collèges et lycées, Fête de la Science, société astronomiques, associations, musées…).  2009 – 2013 : ~10 films/interviews (magazines Ciel&Espace et New Scientist, Libération, journal interne du CEA, Cité des Sciences, Service de communication de l’Université de Nantes…).  2011 : 1 article de revue pour le grand public (magazine “L’Astronomie”). Couverture du magazine.  2011 : participation à l’organisation de l’exposition grand public « Voyages planétaires », 3-9 octobre, Nantes, Cité des Congrès (plus de 15000 visiteurs).  2008 : Membre du jury des “Olympiades de Physique”.

II. BILAN DES TRAVAUX DE RECHERCHE DES 5 DERNIERES ANNEES

Mon travail de recherche s’articule principalement autour de l’analyse de données de télédétection et la caractérisation des surfaces et des atmosphères planétaires. En soutien à la mission internationale Cassini-Huygens (je suis actuellement chercheur associé à l’équipe internationale de l’instrument imageur hyperspectral VIMS de la mission), je me suis consacré, ces cinq dernières années, en collaboration avec des équipes internationales, principalement aux thèmes de recherche suivants : (1) étude de la surface et du climat de Titan et (2) étude de la surface glacée des satellites sans atmosphère et des anneaux de Saturne. Je suis notamment actuellement en charge de la coordination nationale de 2 projets ANR (en tant que Co-PI et PI) sur les surfaces et climats planétaires, et j’encadre 1 thèse et 1 postdoc sur l’étude des dunes planétaires, et 1 postdoc sur l’étude de la composition de la surface de Titan.

1. Etude de la surface et du climat de Titan (principales collaborations avec A. Brahic, E. Reffet, A. Lucas et A. Garcia (AIM), C. Sotin, S. Le Mouélic, O. Bourgeois, T. Cornet et G. Tobie (LPGNantes et JPL), A. Coustenis (LESIA), S. Douté (IPAG), R.H. Brown et C.A. Griffith (LPL, Arizona), J.W. Barnes (University of Idaho), T.B. McCord et J.P. Combe (Bear Fight Institute, Winthrop), R. Jaumann et K. Stephan (DLR, Berlin)) : Ce travail constitue ma principale activité de recherche. Cela concerne l’analyse des données de l’instrument VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) à bord de la sonde Cassini, pour l’étude de la composition de l’épaisse atmosphère et de la surface, des nuages et du climat de Titan, et la mise en place progressive d’une synergie de collaboration multi-instrumentale (instruments VIMS, RADAR et ISS - Imaging Science Subsystem - à bord de la sonde Cassini et observations de la sonde Huygens) pour l’étude de la surface et de l’atmosphère de Titan. Ces travaux nous ont permis de révéler, dès le début de la mission Cassini, l’extrême complexité de l’histoire géologique de Titan (découverte et étude d’un édifice cryo-volcanique et d’écoulements de cryo-laves, de chaînes de montagne et de réseaux de chenaux, de champs de dunes, de deltas d’érosions…), et de mettre en évidence le lien étroit entre la morphologie et la composition de la surface du satellite et son climat (étude de la couche de brume, des nuages et des cycles climatiques impliquant des mers et des pluies d’hydrocarbures). J’ai notamment réalisé le premier suivi à long terme de l’activité météorologique de Titan et la première carte complète de la Page 7 sur 28 couverture des champs de dunes équatoriaux du satellite. Mes travaux les plus récents portent de plus sur le développement de méthodes analytiques et numériques de transfert radiatif permettant la correction des effets atmosphériques (diffusion par la couche de brume et absorption par les gaz atmosphériques) et l’analyse plus fine de la composition de surface de Titan.

Je présente ci-dessous les résumés des quatre principaux travaux menés ces cinq dernières années sur cette thématique.

Premier suivi à long-terme de l’activité nuageuse de Titan : la couverture nuageuse de Titan est contrôlée en premier lieu par la circulation atmosphérique générale

Les nuages sur Titan sont le résultat de la condensation du méthane et de l'éthane et, comme sur d'autres planètes, leur distribution en latitude est principalement structurée par la circulation générale de l'atmosphère. Entre 2004 et 2007, l'activité nuageuse s’est principalement produite dans l’hémisphère sud (en été), résultant près du pôle et des latitudes moyennes de l’ascension de masses d'air riches en méthane provoquée par le chauffage de la surface et/ou la présence de sources locales de méthane, et au pôle nord (hiver), résultant de la subsidence, vers le piège froid de la troposphère, de masses d’air riches en éthane. Les modèles de circulation générale (MCG) prédisent que cette distribution devrait évoluer avec les saisons sur une échelle de temps de 15 ans, et que des nuages devraient également se former dans certaines circonstances, à des latitudes tempérées (~ 40°) dans l'hémisphère d'hiver. Les modèles, cependant, ont été jusqu’à présent assez mal contraints et leurs prédictions à long terme n'ont pas encore été vérifiées par les observations. Notre étude a montré que la répartition géographique (surtout en latitude) des nuages de Titan est globalement en très bon accord avec les modèles, confirmant que l'activité nuageuse est principalement contrôlée par la circulation générale. En revanche, la non-détection de nuages autour de 40°N et la persistance des nuages du sud tandis que l'été austral se termine, sont contraires aux prédictions. Ceci suggère que le contraste thermique entre l'équateur et les pôles de Titan est surestimé par les MCG et que son atmosphère présente une inertie au changement saisonnier bien plus grande qu’initialement prévu.

Figure : Cartes des nuages de Titan détectés par VIMS entre juillet 2004 et décembre 2007. Les détections sont présentées en projection cylindrique. Les couleurs des nuages correspondent à la date correspondant au moment où les nuages a été observés. Au cours de l’été dans l’hémisphère sud nous avons mis en évidence que les nuages étaient distribués en latitude dans trois régions bien définies : aux deux pôles aux latitudes tempérées sud. Seuls quelques rares nuages ont été observés dans les régions équatoriales.

Publication associée : Rodriguez S., S. Le Mouélic, P. Rannou, G. Tobie, K.H. Baines, J.W. Barnes, C.A. Griffith, M. Hirtzig, K.M. Pitman, C. Sotin, R.H. Brown, B.J. Buratti, R.N. Clark and P.D. Nicholson. “Global circulation as the main source of cloud activity on Titan”. Nature 459, Issue 7247, 678-682 (2009).

Press releases : NASA/JPL (http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/newsrelease20090603/). CNES (et liens associés) (http://www.cnes.fr/web/CNES-fr/7707-ciel-nuageux-sur-titan.php). CNRS (http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1611.htm).

Page 8 sur 28 Extension du suivi de l’activité nuageuse de Titan sur une saison quasi-complète : observation des premiers signes de changement saisonnier et du basculement pôle à pôle de la circulation atmosphérique générale

Depuis son insertion en orbite autour de Saturne en Juillet 2004, l'orbiteur Cassini a observé Titan pendant presque toute la saison d'hiver de l’hémisphère nord (Octobre 2002-Août 2009) et le début du printemps, ce qui a permis un suivi détaillé de la couverture nuageuse à haute résolution spatiale. Cette étude présente l'analyse de toutes les images des nuages de Titan acquises par le spectro-imageur dans le visible et l’infrarouge (VIMS) pendant les 67 survols de Titan entre Juillet 2004 et Avril 2010. Les observations VIMS montrent de nombreux nuages sporadiques aux hautes et moyennes latitudes sud, des nuages plus rares dans la région équatoriale, et révèlent un voile continu et persistent de nuages au-dessus du pôle nord au-delà de 60°N. Ces observations nous permettent de suivre l'évolution de la couverture nuageuse pendant une période de près de six ans (quasiment une saison entière pour Titan), en croisant l'équinoxe de printemps, et nous aident grandement à mieux contraindre les prédictions des modèles de circulation générale (MCG). Après quatre années d’apparitions régulières entre 2004 et 2008, l'activité nuageuse au pôle sud a commencé à décliner après cela, pour complètement cesser un an avant l'équinoxe de printemps. Le gigantesque système nuageux au-dessus du pôle nord, stable entre 2004 et 2008, s’est progressivement fractionné et a totalement disparut lorsque le printemps boréal est arrivé. Aux latitudes moyennes sud, les nuages ont été observés en permanence pendant toute la période d'observation VIMS, même après l'équinoxe, dans une bande de latitudes comprises entre 30°S et 60°S. Pendant toute la période d'observation, seule une douzaine de nuages ont été observés près de l'équateur, mais ils étaient un peu plus fréquents alors que l'équinoxe approchait. Nous avons également étudié la distribution en longitudes des nuages de Titan. Nous avons constaté que les nuages polaires sud, avant de disparaître à la mi-2008, ont été systématiquement concentrés au-dessus du lac Ontario, le plus grand réservoir d'hydrocarbures liquides de la région. Aux latitudes moyennes sud, les nuages sont également répartis de façon non-homogène avec la longitude. Leur distribution, avec des pics à 0° et 180° de longitude EST, observée depuis 2003 par les télescopes terrestres et confirmé par nos observations, pourrait être attribuée à l’effet des marées de Saturne sur l’atmosphère de Titan. La distribution en latitudes des nuages est relativement bien reproduite et comprise par les MCG. En revanche, la non- homogénéité des distributions en longitudes et l'évolution de la couverture nuageuse avec les saisons ne sont pas encore prédites avec précision. Si l'observation de quelques nuages aux tropiques et aux latitudes moyennes nord vers la fin de l'hiver et au début du printemps peut difficilement être interprétée pour le moment, l’arrêt de l'activité nuageuse aux pôles de Titan fournit des signes clairs du renversement de la circulation générale pôle-à-pôle qui, selon les MCG, doit accompagner le début du printemps nord de Titan. Pourtant, ces changements dans l’activité nuageuse s'est produit avec un décalage temporel important qui est difficilement accordable avec les prédictions des MCG. Cela pourrait être dû à une humidité de méthane à la surface de Titan plus élevée que ce qui était prévu dans les modèles, confirmant les conclusions de notre première étude.

Figure : Evolution temporelle de la couverture en latitude de l'activité nuageuse de Titan entre juillet 2004 et avril 2010. Les lignes bleues fines marquent la date des survols de Titan par Cassini ainsi que la couverture en latitude des observations VIMS. Les lignes bleues plus épaisses indiquent l'extension en latitude des nuages que nous avons détectés. Nos détections sont en très bon accord avec les oobservations précédentes de Cassini (points de couleur) ou depuis la terre (diamants de couleur). La ligne verte indique la latitude du point sub-solaire indiquant la zone du maximum de l'isolation solaire. L’équinoxe de printemps s'est produite en août 2009. A cette époque, le maximum solaire est à l'équateur. (Crédits pour les vues de l’éclairement saisonnier de Titan : © Animea, F. Durillon).

Publication associée : Rodriguez S., S. Le Mouélic, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown, J.W. Barnes, C.A. Griffith, J. Burgalat, K.H. Baines, B.J. Buratti, R.N. Clark, P.D. Nicholson. “Titan’s cloud seasonal activity from winter to spring with Cassini/VIMS”. Icarus 216, 89-110, doi:10.1016/j.icarus.2011.07.031 (2011).

Press release : NASA/JPL (http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20100921/).

Page 9 sur 28 Cartographie complète et homogène de la surface de Titan à travers les fenêtres atmosphériques du méthane : mise en place d’une méthode semi-empirique de correction de la diffusion par les aérosols atmosphériques et de la fonction de phase de la surface

Nous avons rassemblé et traité toutes les images de la surface de Titan acquises entre 2004 et 2010 par l’instrument VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) de Cassini, avec l'objectif de produire des mosaïques globales uniformes dans les six fenêtres atmosphériques à 1.08, 1.27, 1.59, 2.03, 2.6-2.7 et 5 microns. Cela représente près de 20000 images hyperspectrales. Ce jeu de données présente une très grande diversité de conditions d’illumination et d’observation, ainsi qu’une très grande variabilité de résolution spatiale. L’épaisse atmosphère de Titan, constituée d’une brume d’aérosols microniques dense, altèrent les images de sa surface jusqu’au cœur des fenêtres de transparence atmosphérique. Les propriétés photométriques de surface, la diffusion et l'absorption atmosphériques sont extrêmement sensibles à la géométrie d’observation et produisent ainsi de très nombreux artefacts dans les cartes globales de la surface, qui se matérialisent sous forme de « coutures » très marquées entre des images individuelles. Le but de cette étude est donc de corriger empiriquement les images VIMS de la diffusion et la diffusion atmosphériques, et la photométrie de surface, afin de remonter à l’albedo absolu de la surface et de produire des cartes sans artefact. Une étude systématique des propriétés de la fonction de phase de la surface à 5 microns, où la diffusion due à la brume atmosphérique peut être négligée, montre que la surface de Titan se comporte au premier ordre comme une surface lambertienne (réflectance isotrope, indépendante de la direction d’observation). Les résultats à 5 microns ont ensuite été généralisés aux longueurs d'onde plus courtes. A ces longueurs d’onde, la diffusion par les aérosols atmosphériques ne peut plus être négligée. En addition de la correction de la photométrie de surface, nous avons donc intégré une correction empirique de la contribution de la rétrodiffusion par les aérosols pour toutes les fenêtres dont la longueur d’onde est inférieure à 5 microns. Cette correction atmosphérique tient compte de la réfelctance aux bords des fenêtres de transmission, où l’absorption par les gaz atmosphériques prédomine et la surface devient inaccessible, comme proxy de la rétrodiffusion par les couches de brume d’aérosols. Les « coutures » dans les mosaïques de la surface de Titan intégrant cette correction empirique de la photométrie et de la diffusion par la brume ont été largement atténuées et leur contraste est bien plus élevé, en comparaison avec les mosaïques produites à partir des données non traitées. La plupart des artefacts a même disparu, démontrant que notre prise en compte des contributions atmosphériques est très efficace et que les réflectances de surface ainsi obtenue sont proches de la réflectance absolue de la surface de Titan (validées localement par un code de transfert radiatif haute-fidélité), et peuvent donc être utilisés pour de futures études des propriétés compositionnelles de surface.

Figure : Composition colorée RGB de la mosaïque globale de la surface de Titan, corrigée par notre méthode empirique, avec 5 microns pour le canal rouge, 2.03 microns pour le canal vert et 1.27 micron pour le canal bleu (projection cylindrique pour la mosaïque du haut et orthographique pour les quatre mosaïques en-dessous).

Publication associée : Le Mouélic S., T. Cornet, S. Rodriguez, C. Sotin, J.W. Barnes, K.H. Baines, R.H. Brown, A. Lefèvre, B.J. Buratti, R.N. Clark and P.D. Nicholson. Uniform global mapping of Titan’s surface in several infrared atmospheric windows, P&SS 73, 2012. doi:0.1016/j.pss.2012.09.008.

Press release : Europlanet (http://www.europlanet-eu.org/outreach/index.php?option=com _content&task=view&id=353&Itemid=41). Page 10 sur 28 Cartographie et caractérisation globale des champs de dunes de Titan : lien avec le climat et le cycle des hydrocarbures à l’échelle du satellite

Nous avons réalisé la première cartographie complète des champs de dunes de Titan. Les cartes obtenues incluent toutes les observations micro-ondes à haute résolution spatiale (RADAR) et les observations spectrales dans l’infrarouge (VIMS) de la surface de Titan depuis le début de la mission Cassini en Juillet 2004. Cette première étude à l’échelle du satellite tout entier nous a permis de déterminer de manière extrêmement précise l’origine et la nature du sédiment qui compose les dunes de Titan, mais aussi d'apporter de fortes contraintes sur le climat du satellite et son cycle du méthane. Notre premier résultat a été de montrer qu’il existait une remarquable corrélation spatiale entre les champs de dunes observés avec l’instrument RADAR et une unité spectrale identifiée avec VIMS (l’unité « brun foncé »). Nous avons constaté que les dunes vues par le RADAR et l'unité « brun foncé » sont toutes deux concentrées dans la ceinture équatoriale (± 30 ° en latitude) et présentent une distribution en latitudes similaire. Ceci suggère une plus grande disponibilité et mobilité du sédiment aux tropiques de Titan, par rapport aux latitudes plus élevées. Cette observation est parfaitement compatible avec les prédictions des modèles de circulation générale selon lesquels l'humidité du sol est plus basse et la fréquence des tempêtes générant des vents suffisamment forts pour mobiliser le sédiment est plus élevée lorsque l’on se rapproche de l’équateur de Titan. De plus, la forte corrélation entre les dunes et l'unité spectrale « brun foncé » nous permet de mieux contraindre la surface totale couverte par le matériau qui constitue les dunes (17,5 ± 1,5 % de la surface de Titan, soit l'équivalent d'une surface totale de 14,6 ± 0,2 million de km2, ≈ 1,5 fois la surface du Sahara, le plus grand désert terrestre). Cela nous amène au second résultat majeur de notre étude. La coloration infrarouge du matériel dunaire est confirmée à l'échelle du satellite tout entier, indiquant que la composition du « sable » de Titan est particulièrement homogène et que celui-ci est principalement concentré aux tropiques. La modélisation du comportement spectral du sédiment dunaire de Titan montre que sa composition est dominée par des solides organiques produits dans l’atmosphère à partir du méthane et sédimentant à sa surface. Les champs de dunes constituent ainsi l'un des principaux réservoirs d'hydrocarbures de surface sur Titan. Nous estimons que le volume de sédiments d'hydrocarbures piégés dans le matériau dunaire est de 1.7 à 4.4 × 105 km3 (correspondant à une masse totale moyenne de 230000 GT). Cela indique un âge maximum pour le sédiment organique de ≈ 730 millions d’années, compatible avec les estimations actuelles de l'âge du méthane dans l'atmosphère de Titan et de l’âge de la surface à partir du comptage des cratères.

Figure : (a) Cartes des champs de dunes identifiés dans les observations RADAR (définies par les lignes jaunes) et les régions « brun foncé » extraites des observations VIMS (zones en brun). (b), (c) et (d) Zooms sur certaines régions des champs des dunes de Titan. Les trois encarts montrent la très bonne corrélation spatiale entre les dunes et l’unité spectrale infrarouge « brun foncé ».

Publication associée : Rodriguez S., A. Garcia, A. Lucas, T. Appéré, A. Le Gall, E. Reffet, L. Le Corre, S. Le Mouélic, T. Cornet, S. Courrech du Pont, C. Narteau, O. Bourgeois, J. Radebaugh, K. Arnold, J.W. Barnes, C. Sotin, R.H. Brown, R.D. Lorenz, E.P. Turtle. Global mapping and characterization of Titan’s dune fields with Cassini: correlation between RADAR and VIMS observations. Icarus, doi:10.1016/j.icarus.2013.11.017 (2013).

Page 11 sur 28 2. Etude de la surface glacée des satellites sans atmosphère et des anneaux de Saturne (principales collaborations avec C. Ferrari, K. Degiorgio, E. Reffet, A. Brahic, et S. Charnoz (AIM), P. Helfenstein et P.D. Nicholson (Cornell University, Ithaca), C.C. Porco (CICLOPS Institute, Boulder)) : Débuté plus récemment, ce travail concerne principalement l’exploitation des données des caméras ISS (Imaging Science Subsystem) et de l’imageur hyperspectral VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) de la sonde Cassini, tous deux couvrant une gamme de longueurs d’onde de l’UV jusqu’à l’infrarouge proche, pour l’étude de la surface glacée du système de Saturne, notamment des anneaux de Saturne et des satellites externes (Encelade, Mimas, Japet…). Ces travaux, toujours en cours, ont permis de contraindre la nature microscopique (composition, granulométrie, porosité… du régolithe) et macroscopique (taille des particules et facteur de remplissage pour les anneaux et forme et profondeur des cratères pour les satellites) de ces corps et de l’étroite relation endo-, aussi bien qu’exo-génique, entre leur propriété de surface et leur environnement (scénario de formation et de différentiation, relation avec l’activité géologique passée ou présente, avec le bombardement extérieur par les micro-météorites, échanges de matière entre les anneaux et les satellites…).

Je présente ci-dessous une synthèse des travaux concernant l’étude photométrique de la surface du satellite Encelade à partir des observations ISS de Cassini et ses principales implications pour la formation et l’évolution géologique des lunes de glace.

Détermination de la profondeur des cratères d’Encelade par une méthode photométrique multi-échelle : caractérisation des propriétés de la surface et du proche sous-sol d’Encelade et conséquences sur les scénarios de formation des lunes de glace

Nous avons procédé à une analyse approfondie des observations par l’instrument ISS de la sonde Cassini des terrains cratérisés du satellite de Saturne Encelade. Nous avons développé un modèle qui permet de simuler le comportement photométrique d'une plaine de cratères et de son régolithe. Ce modèle, inspiré du « modèle de rugosité macroscopique de surface en présence d’un cratère » de Häamen-Anttila et al . (1965), intègre deux dimensions de rugosité : (1) la rugosité microscopique due au régolithe et (2) la rugosité macroscopique due à la topographie de structures géomorphologiques de surface (ici, un cratère modélisé par un creux paraboloïdal d’ouverture circulaire). Notre modèle a de plus été adapté aux propriétés particulières de très fort albedo de la surface d’Encelade en incorporant le calcul de la diffusion macroscopique de second ordre entre les facettes d’un cratère. Notre modèle permet de contraindre simultanément le rapport d'aspect d'un cratère (profondeur/diamètre) et les propriétés radiatives de son régolithe grâce à l’utilisation d’un schéma d’inversion robuste et rapide appliqué à un jeu d'images ISS présentant une diversité de géométries d'observation suffisante, ceci de façon indépendante de la résolution spatiale. Notre méthode photométrique a été validée avec succès par des calculs de topographie par stéréogrammétrie (bien plus lents et difficiles à mettre en place que notre méthode, mais extrêmement précis).

Figure : Exemple de carte topographique obtenue à partir d’une paire stéréographique d’images ISS de la surface d’Encelade. Les cratères présentés sur cette carte sont, du nord au sud, Behram, Al-Kuz, Zumurrud, Mustafa, Hassan et Rayya (les élévations sont données en mètres par rapport au géoïde).

Notre étude inclut 76 cratères uniformément répartis à la surface d'Encelade. Les propriétés du régolite et le rapport d’aspect profondeur/diamètre des cratères de notre échantillon ne montrent pas d'hétérogénéité régionale. En rassemblant toutes nos estimations sur la profondeur des cratères d’Encelade, nous avons apporté une nouvelle contrainte sur la valeur

Page 12 sur 28 +7.9 +0.7 du diamètre et profondeur de transition propres au satellite, respectivement de 18.4 -4.6 km et 1.8 -0.5 km. Le diamètre et la profondeur de transition caractérisent la transition entre deux régimes de cratérisation et dépendent très fortement des propriétés rhéologiques de la croûte du corps impacté au moment de l’impact. La détermination précise du diamètre et profondeur de transition nous a permis de déduire la viscosité et cohésion effectives de la croûte d’Encelade, estimée +0.5 8 +14 respectivement à 1.2 -0.3 .10 Pa.s and 37 -10 kPa. Toutes ces valeurs indiquent clairement qu’au moment de la cratérisation, les terrains cratérisées d’Encelade avaient des propriétés rhéologiques semblables à la plupart des lunes glacées de Jupiter, Saturne et Uranus, proches des propriétés mécaniques de la glace d’eau. Cela donne à penser que la plupart de ces corps étaient alors déjà partiellement différenciés, présentant une enveloppe de glace d’eau, cela dès l’époque du grand bombardement tardif (il y a près de 3.8 milliards d’années).

Publication associée : Degiorgio K., S. Rodriguez, A. Lucas, C. Ferrari, L. Schardong, F. Cloux and A. Brahic. The depth of Enceladus craters: implications for soil and surface properties and the early differentiation of icy moons, Icarus, en révision.

III. CHARGES D’ENSEIGNEMENT

- Dans l’établissement d’appartenance (heures équivalent TD) :

Depuis ma nomination en 2006, j’ai fait la totalité de mon service statutaire. Je me suis beaucoup investi en particulier dans les cours de physique pour médecin en 1ère année (PCEM/PACES), de Mécanique et Méthodologie en L1, d’Astrophysique générale en L2 et dans l’UE libre d’Exobiologie en L2-L3-M1 (création du cours et des TD). J’ai également créé un cours multidisciplinaire en ligne sur l’exobiologie qui a beaucoup de succès auprès des étudiants de l’Université Paris Diderot (http://www.aim.ufr-physique.univ- paris7.fr/enseig/exobiologie_new/exobio_accueil.html). Je me suis aussi beaucoup investi dans la communication des sciences vers les lycées et les collèges, et d’une manière générale vers le grand public (à ce jour ~30 communications vers les étudiants et le grand public), ce qui concrétisé par notamment la participation à l’organisation de l’exposition « voyages planétaires » à la cité des congrès de Nantes (octobre 2010 ; ~15000 visiteurs).

Note : à l’Université Paris Diderot, cours, TD et TP ont la même équivalence horaire (1 service = 192h équivalent TD).

FRACTION ANNEES INTITULE CONTENU DE UNIVERSITAIRES SERVICE UFR de Physique : Méthodologie (L1) Cours/TD, outils math. pour la physique 3/8 Physique expérimentale (L3) Cours/TP, montage projet expérimental 1/2

2013-2014 UFR Sciences du Vivant : Exobiologie (L2-L3-M1)* Cours, formation de l’univers, des étoiles et des planètes, formation de la Terre et des océans, 1/8 apparition de la vie sur Terre, visite du système solaire, exoplanètes * responsable de l’UE. UFR de Physique : Mécanique (L1) TD, méca, hydro 1/4 Physique expérimentale (L3) Cours/TP, montage projet expérimental 1/2 Formation des étoiles et des planètes (L2)* Cours/TD, formation et évolution des étoiles, 1/8 rayonnement, surfaces et intérieurs planétaires 2012-2013 UFR Sciences du Vivant : Exobiologie (L2-L3-M1)** Cours, formation de l’univers, des étoiles et des planètes, formation de la Terre et des océans, 1/8 * co-responsable de l’UE. apparition de la vie sur Terre, visite du système ** responsable de l’UE. solaire, exoplanètes UFR de Physique : Physique en 1ère année de médecine (PACES) Cours/TD, méca, hydro, thermo, ondes 1/4 Formation des étoiles et des planètes (L2)* Cours/TD, formation et évolution des étoiles, 1/8 rayonnement, surfaces et intérieurs planétaires 2011-2012 UFR Sciences du Vivant : [CRCT 1 semestre] Exobiologie (L2-L3-M1)** Cours, formation de l’univers, des étoiles et des planètes, formation de la Terre et des océans, apparition de la vie sur Terre, visite du système 1/8 * co-responsable de l’UE. solaire, exoplanètes ** responsable de l’UE.

Page 13 sur 28 UFR de Physique : Mécanique (L1)* TD/TP/khôles, méca, hydro 3/8 Physique en 1ère année de médecine (PCEM) Cours/TD, méca, hydro, thermo, ondes 3/8 Formation des étoiles et des planètes (L2)** Cours/TD, formation et évolution des étoiles, 1/8 rayonnement, surfaces et intérieurs planétaires 2010-2011 UFR Sciences du Vivant : Exobiologie (L2-L3-M1)*** Cours, formation de l’univers, des étoiles et des planètes, formation de la Terre et des océans, * responsable khôles & TP. apparition de la vie sur Terre, visite du système 1/8 ** co-responsable de l’UE. solaire, exoplanètes *** responsable de l’UE. UFR de Physique : Mécanique (L1)* TD/TP/khôles, méca, hydro 1/2 Physique en 1ère année de médecine (PCEM) Cours/TD, méca, hydro, thermo, ondes 1/4 Formation des étoiles et des planètes (L2)** Cours/TD, formation et évolution des étoiles, 1/8 rayonnement, surfaces et intérieurs planétaires 2009-2010 UFR Sciences du Vivant : Exobiologie (L2-L3-M1)*** Cours, formation de l’univers, des étoiles et des planètes, formation de la Terre et des océans, apparition de la vie sur Terre, visite du système 1/8 * responsable khôles & TP. solaire, exoplanètes ** co-responsable de l’UE. *** responsable de l’UE.

- Dans d’autres établissements :

Tous les ans depuis 2005 : 18h de vacations à l’école d’ingénieur Télécom Brest pour les élèves de 3ème année : participation à l’UV « ingénierie des systèmes complexes », réalisation d’un système de télécommunication appliqué au spatial.

IV. FONCTIONS D’INTERET COLLECTIF

I. Responsabilités pédagogiques : responsable TP/khôles de physique en L1 (2007-2011 ; ~130 étudiants/an), co- responsable de l’UE « Formation des étoiles et des planètes » depuis 2008 (~20 étudiants/an) et responsable de l’UE « Exobiologie » semestre 2 depuis 2009 (~40 étudiants/an).

II. Encadrement : 3 stagiaires de L3, 1 de M1, 5 de M2, 2 thèses, 3 postdocs depuis 2008  février 2014- : encadrement pour 1 an d’un postdoc sur financement ANR (Luca Maltagliati) sur le transfert radiatif et la composition de la surface de Titan.  février-juillet 2013 : encadrement d’un stagiaire de M2 (Samsophath Nhean ) sur le traitement des données RADAR de la sonde Cassini et l’observation des dunes de Titan.  janvier 2013- : encadrement pour 2 ans d’un postdoc sur financement CNES (Antoine Lucas) sur le traitement des données RADAR de Cassini et l’étude des dunes, rivières et lacs de Titan.  octobre 2012- : encadrement d’une thèse sur financement ministériel (Amandine Garcia) sur les dunes de Titan.  juillet 2012 – juin 2013 : encadrement pour 1 an d’un postdoc sur financement ANR (Thomas Appéré) sur le transfert radiatif et la composition de la surface de Titan.  Printemps 2012 : encadrement de 2 stagiaires de M2 (Amandine Garcia, François Cloux) sur les dunes de Titan et les cratères d’Encelade.  juin-juillet 2011 : encadrement d’un étudiant de Licence de Physique 3ème année de l’Université Paris 7, sur le sujet « Cartographie des dunes de Titan » (Yann Caraty).  mai-juillet 2011 : encadrement d’un étudiant de Master 1ère année de l’Université Orsay - Paris Sud, sur le sujet « Détection des nuages de Titan dans les données VIMS de Cassini et climat » (Alexandre Belli).  octobre 2010 - septembre 2013 : co-encadrement (50%) d’une thèse de l’Université Paris 7 sur le sujet « Rayonnement des surfaces planétaires : simulation et observations de la sonde CASSINI » (Kevin Degiorgio). Directeur de thèse : Cécile Ferrari (AIM).  mars-juin 2010 : encadrement d’un stagiaire de M2 (« Astronomie et Astrophysique » de Observatoire de Paris-Meudon) sur le sujet « Étude photométrique et topographique de la surface d'Encelade à partir des données ISS de la sonde Cassini » (Kevin Degiorgio).  mars-juin 2009 : encadrement d’un stagiaire de M2 (« APC » de l’Université Bordeaux I) sur le sujet « Étude photométrique des surfaces cratérisées d'Encelade à partir des données ISS de la sonde Cassini » (Lewis Schardong).

Page 14 sur 28  Eté 2008 : encadrement d’un binôme de stagiaires volontaires de la L3 « Sciences de la Terre, de l’Environnement et des Planètes » de l’Université Paris 7 sur le sujet « Etude photométrique de la surface de Japet, satellite de Saturne » (Yao Shan et Yann Brouet).

III. Responsabilités administratives :  Membre du comité d’organisation local des journées de la SF2A 2014.  Membre du comité d’organisation des journées scientifiques du LabEx « UnivEarths » du PRES Sorbonne Paris Cité (ANR-10-LABX-0023 et ANR-11-IDEX-0005-02).  2012- : Membre élu du GET « 2 infinis » (Groupe d’Experts Thématiques, successeur des CSE 29 et 34 au sein de l’UFR de Physique de l’Université Paris Diderot).  2011- : Membre élu du CNU, section 34.  2011- : Membre nommé de l’ICPAE (International Commission on Planetary Atmospheres and their Evolution) de l’IAMAS (International Association of Meteorology and Atmospheric Sciences).  2010- : Membre régulier de la CSE section 34 de l’Université Paris Diderot pour les campagnes de recrutement des Maîtres de Conférences depuis le printemps 2010.  2009-2012 : Participation aux groupes de réflexion sur la restructuration de la plaquette des enseignements de physique en Licence de l’Université Paris Diderot pour le nouveau quadriennal (2013-2017).

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Projet de recherche

« Comprendre la nature de la surface de Titan. Lien avec le climat. »

Résumé Mon projet vise à mieux comprendre la nature et la composition de la surface de Titan. Titan, la plus grosse lune de Saturne, est le seul satellite du système solaire à posséder une atmosphère (riche en azote et méthane), une chimie atmosphérique et une climatologie très active, et des paysages variés et étonnamment familiers (montagnes, rivières, mers, lacs, dunes ...). Malgré les progrès récents et remarquables accomplis dans notre connaissances de Titan grâce à la mission internationale Cassini-Huygens (Juillet 2004 - mai 2017), de nombreuses questions clés concernant la nature de l'atmosphère et de la surface de Titan, ainsi que leur interaction, restent encore sans réponse. En particulier, la réflectivité absolue et la composition de la surface de Titan, éléments pourtant fondamentaux à la compréhension de la nature de la géologie et la climatologie de Titan, nous restent très largement inaccessible. En utilisant une approche novatrice et collaborative, je propose de coupler les études géomorphologiques et minéralogiques afin de mieux contraindre la nature et l'origine des grandes structures géologiques exogènes de Titan (dunes, lacs, mers et rivières) et de mieux comprendre leur lien avec le climat. L’objectif central de mon projet est de produire à l’échelle globale une carte de la réflectance absolue et de la composition de la surface de Titan et de la mettre en relation avec les cartes géomorphologiques actuellement disponibles. Mon projet de recherche mettra à profit les compétences reconnues de mon équipe et de mes collaborateurs pour l’analyse des données d’imagerie et de spectroscopie de Cassini et pour la modélisation du transfert radiatif (collaboration étroite avec mes collègues des sciences planétaires du LPGN1, JPL/Caltech2, LPL3, IPAG4, GSMA5 et du LESIA6). Ce projet interdisciplinaire permettra ainsi de consolider les échanges que j’ai établis (et même de créer de nouvelles interactions) entre astrophysiciens, physiciens et géophysiciens, d'une façon unique dans le cadre de l’étude de Titan. Ce projet est en phase avec le contexte actuel des sciences planétaires, notamment en ce qui concerne l’approche considérant l’efficacité et la pertinence des analyses couplant la géomorphologie et la minéralogie pour l'étude des surfaces planétaires (les exemples des succès les plus frappants de cette méthodologie étant les études les plus récentes de l'histoire géologique et climatique de Mars). Bien qu’avec une couverture et une résolution spatiale plus faibles que pour Mars, ce type d’approches a été récemment rendu possible sur Titan grâce à la mission Cassini-Huygens et au nombre croissant des données d’imagerie et de spectroscopie à haute résolution qu’elle nous livre de la surface et de l’atmosphère du satellite. Il y a donc maintenant un besoin urgent d’outils d’interprétation physique capables d'interpréter le grand volume de données que Cassini a enregistré et enregistrera jusqu'à la fin programmée de la mission, au mois de mai 2017. Un accueil en délégation CNRS pour l’année universitaire 2014-2015 me permettrait, sinon de mener à terme ce projet au programme ambitieux, tout du moins de permettre une avancée significative de celui-ci, et ainsi garantir une dynamique qui se poursuivra au-delà de 2015. Cela m’autoriserait une implication plus importante dans l’effort de recherche, mais aussi dans la dynamique de coordination de mes collaborations interdisciplinaires. L’accueil en délégation faciliterait ainsi mes déplacements nécessaires aux collaborations nationales et internationales, et me permettrait de conduire manière optimale pendant une année complète les deux projets ANR7 dont j’ai la charge et d’encadrer dans les meilleures conditions la doctorante et les deux post-doctorants qui ont démarré début 2013 et 2014 sur des sujets liés au présent projet. Enfin, cela m’aiderait à libérer plus de temps pour finaliser et passer mon Habilitation à Diriger des Recherches (prévue quoiqu’il arrive courant 2014).

1 Laboratoire de Géodynamique et Planétologie de Nantes, France. 2 Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, USA. 3 Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, USA. 4 Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, France. 5 Groupe de Spectroscopie Moléculaire et Atmosphérique, Université de Reims, France. 6 Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique, Paris-Meudon, France. 7 (1) Co-PI, pilote du partenaire CEA : projet ANR “APOSTIC” (Analysis of Photometric Observations for the Study of TItan Climate) (2011-2015) – But : comprendre le système climatique de Titan par l’utilisation d’un modèle de circulation générale 3D et une meilleure caractérisation des propriétés physiques de l’atmosphère et de la surface. (2) PI: projet ANR “EXODUNES” (Characterization of the EXtra-terrestrial environments of Mars and Titan by the Observation and simulation of DUNE fieldS) (2013-2017) – But : caractériser, sur Mars et Titan, les structures dunaires et les conditions atmosphériques et sédimentaires qui les ont créées. Page 16 sur 28 1. Introduction

1.1 L'intérêt du projet: Titan, sœur jumelle de la Terre.

Titan est la plus grande lune de Saturne (5150 km de diamètre - ¾ du diamètre de la planète Mars) et la seule du système solaire avec une atmosphère épaisse (principalement de l'azote et de méthane), une couche de brume photochimique omniprésente et un système climatique complexe et un cycle météorologique actif basé principalement sur le méthane (liquide à la pression et la température de surface – 93K et 1,5 bar), analogue au cycle de l’eau sur Terre. Titan présente également des morphologies de paysages - des lacs et des mers, des vallées fluviales, des montagnes, des dunes – familières à celles que l’on peut trouver sur Terre. La mission Cassini-Huygens, dont l’insertion en orbite autour de Saturne date de juillet 2004 et qui a été récemment prolongée jusqu’à mai 2017, a produit et continue de produire une grande quantité de données d’observations de Titan (avec un survol par mois en moyenne) qu’il est important de traiter et d’analyser. Les instruments VIMS8 (imageur hyperspectral dans le visible et l'infrarouge) et RADAR (expérience micro-ondes) à bord de la sonde Cassini ont découvert, dès les premières observations à haute résolution spatiale, des morphologies de surface en lien direct avec la météorologie et le cycle climatique du satellite. Les observations les plus marquantes restent la découverte de mers et lacs d'hydrocarbures aux pôles, de vastes réseaux de drainage depuis les tropiques jusqu’aux pôles de Titan, ainsi que d'immenses champs de dunes longitudinales, concentrées pour la grande majorité dans une bande équatoriale de ±30° autour de l'équateur. Ainsi, au même titre que Mars ou la Terre, Titan est un objet du système solaire sur lequel les processus superficiels sont, ou ont été, très actifs. Dans le contexte climatique exotique de Titan, ce sont très certainement les hydrocarbures (liquides et solides) qui altèrent ou modèlent la surface, elle-même très certainement composée d’hydrocarbures sur un socle de glace d’eau. La présence de dunes, de mers, de lacs et de réseaux fluviatiles sur Titan témoigne de cycles d’échange entre l’atmosphère, la surface et le sous-sol. Or les processus superficiels impliqués dans ces échanges et la morphodynamique de ces structures dépendent très fortement de la nature des matériaux et du climat. La morphologie (orientation, forme, taille... pour les dunes; nombre et longueur des méandres, sinuosités... pour les chenaux) et la distribution géographique de ces structure (essentiellement leur latitude) intègre notamment des informations capitales sur l'histoire climatique, sur les régimes de vents et sur la disponibilité et la nature des sédiments et des fluides en surface, caractéristiques encore très largement inconnues. Ainsi, la mission Cassini-Huygens, même si elle a amélioré notre compréhension de ce monde complexe avec une précision sans précédent, laisse encore aujourd’hui de nombreuses questions sans réponse. La question centrale qui guide la plupart des études actuelles de Titan est la suivante: quelle est la nature et l’origine du système climatique propre à Titan, résultant d’interactions complexes entre sa géologie, son « hydrologie », sa météorologie et son aéronomie, en comparaison avec d’autres corps du système solaire (Terre, Vénus et Mars) ? Là est le cœur de mon projet de recherche : la compréhension du climat de Titan et du cycle des hydrocarbures (méthane et éthane liquides, solides organiques complexes soupçonnés de composer la plupart des sédiments de surface) par la caractérisation de la nature et de l’origine des grandes structures qui composent sa surface.

1.2 Structure et nature pluridisciplinaire du projet.

Ce projet propose une démarche interdisciplinaire, mettant en commun des expertises dans l'analyse des données et la modélisation du transfert de rayonnement dans les atmosphères et à la surface des planètes. Dans le cadre de ce projet, je m’intéressai à la détermination de la composition de la surface de Titan et son lien avec les structures géomorphologiques et le climat. L'objectif central est donc de construire une carte globale de la « minéralogie » de Titan à l'échelle kilométrique grâce aux observations VIMS de Cassini. Une telle carte sera d'un très grand intérêt pour aider à contraindre la nature précise de certaines unités géomorphologiques telles que les dunes, les lacs, les rivières, les montagnes et leurs environnements respectifs. La réflectivité absolue infrarouge, et donc la composition, de la surface de Titan sont encore totalement inconnues. Leur détermination est assez délicate, car Titan est enveloppée par une atmosphère dense et brumeuse. Sa surface est uniquement accessible dans d'étroites fenêtres spectrales dans l’infrarouge. Les modèles de transfert radiatif, qui ont été utilisées jusqu'à présent pour extraire la réflectivité de la surface, sont très précis mais demande des temps de calcul extrêmement longs. Mon travail ici consistera à construire un nouveau modèle de transfert radiatif plus rapide (work package 1) et de l'intégrer dans un système robuste conçu pour l'inversion massive des observations infrarouges VIMS de Cassini (work package 2). Ce travail sera mené en étroite collaboration, non seulement avec les membres de l'équipe VIMS (Christophe Sotin du JPL et Robert H. Brown – chef d'équipe – du LPL) - je suis moi-même chercheur associé à l'équipe VIMS, mais également avec des collègues de l'IPAG (Sylvain Douté), du LPGN (Stéphane Le Mouélic), du GSMA (Pascal Rannou) et du LESIA (Athéna Coustenis) qui sont des experts dans l'analyse des données hyperspectrales et la modélisation du transfert radiatif. Je serai aidé dans ces tâches par le travail déjà effectué par un premier postdoc ANR qui s’est terminé en juin 2013 (Thomas Appéré) et par un second postdoc ANR qui débutera en février 2014 pour une durée d’un an minimum (Luca

8 Visual and Infrared Mapping Spectrometer. Instrument auquel je suis associé.

Page 17 sur 28 Maltagliati – sur un sujet directement lié aux work packages 1 & 2). En outre, étant affilié à l'équipe VIMS, il est à noter que j'ai pleinement accès aux données de cet instrument.

1.3 Originalité et aspect novateur.

L'aspect original et novateur de ce travail réside dans le fait que je me propose de lier étroitement le travail de modélisation numérique (transfert radiatif) avec l’analyse des propriétés physiques et géomorphologiques d’observations spatiales multi- longueur d'onde (infrarouge proche). Le caractère ambitieux et novateur de ce projet réside donc dans une combinaison unique d'expertises et de collaborations en sciences planétaires, ainsi qu’en physiques et géophysiques.

A) Observations hyperspectrales de Titan et analyse géomorphologiques (collaborateurs : Stéphane Le Mouélic, Christophe Sotin, Robert H. Brown). Ce projet s'appuiera sur l’exploitation des données d’observation de l’instrument imageur hyperspectral VIMS à bord de Cassini. Du fait de ses capacités d’imagerie et de spectroscopie, l’instrument VIMS sera utilisé à la fois à des fins d’études compositionnelles et morphologiques. Cet instrument permet d’obtenir une couverture globale de la surface de Titan, continue depuis 2004, de l’UV au proche infrarouge. La diversité de la gamme de longueurs d'onde et des modes d'observation ainsi accessibles donnent accès à des propriétés physiques complémentaires de la surface. Cela permet également d’utiliser au-dessus d’une même région plusieurs observations prises à des longueurs d'onde, des résolutions et des géométries d'observation différentes.

B) Modélisation du transfert radiatif dans l’atmosphère et à la surface de Titan (collaborateurs : Pascal Rannou, Athéna Coustenis, Sylvain Douté). La détermination de la composition de la surface de Titan est extrêmement délicate, même très localement. Construire une carte de composition à l'échelle globale avec un grand nombre de spectro-images présente de toute évidence une difficulté supplémentaire. Pour s'attaquer à ces problèmes, nous allons travailler sur le développement d'un modèle de transfert radiatif entièrement nouveau. Il doit être suffisamment précis et rapide pour permettre une inversion robuste et massive du grand volume de données infrarouges enregistrées par Cassini. La modélisation du transfert radiatif et le schéma d'inversion seront tous deux adaptés de la routine « MARS-ReCO » développée par Sylvain Douté et son équipe pour la correction atmosphérique des observations hyperspectrales de Mars et la détermination de la réflectivité de sa surface (Ceamanos et al., 2013; Fernando et al, 2013).

2. Cartographie globale de la composition de la surface de Titan.

La nature précise de la surface de Titan est débattue depuis plus de deux décennies et encore aujourd’hui totalement inconnue. On pense que quelques-uns des principaux constituants de la surface de Titan (solides et/ou liquides) sont des sous- produits de la dissociation du CH4 et N2 gazeux atmosphériques. En effet, des hydrocarbures complexes, tels que ceux qui composent le brouillard de Titan, et des composés organiques simples tels que C2H6, C2H2, C4H2, C3H4, HCN et C3H8, doivent précipiter à la surface. Si le socle de Titan est exposé par l’action de la pluie de méthane ou par un resurfaçage récent, un certain nombre d'autres constituants pourraient être observés. Sur la base des modèles d'accrétion de Titan et les mesures des densités des satellites dans le système solaire externe, le candidat pour la composition du socle de Titan le plus probable serait la glace d’eau. En fonction de la composition de la nébuleuse dans laquelle Titan se serait formé, des hydrates d'ammoniaque ou de la glace CO2 pourrait aussi participer à la composition de la surface de Titan. Le méthane, à l'état liquide, solide et/ou de clathrates, devrait également jouer un rôle central dans la composition et la morphologie de la surface de Titan. La courte durée de vie photochimique du CH4 gazeux dans l'atmosphère de Titan suggère en outre l'existence d'un réservoir de CH4 liquide plus ou moins étendu en surface ou sub-surface, qui ravitaille l'atmosphère et explique l'abondance observée. La connaissance de la composition de la surface de Titan passe inévitablement par la détermination de la réflectance absolue de la surface. En principe, ce paramètre physique peut être calculé à partir des spectres observés à l'aide de modèles de transfert radiatif. La contribution de la réflectance de surface à l'ensemble du spectre de Titan en proche infrarouge est globalement faible, ce qui explique les difficultés rencontrées régulièrement pour contraindre la composition exacte de sa surface. A ce jour, toutes les tentatives pour déterminer la composition de surface de Titan à partir d'observation depuis les télescopes terrestres et des observations VIMS de Cassini suggèrent que la surface est hétérogène et que le candidat le plus plausible et le plus répandu est de la glace d'eau « sale » - glace d'eau contaminée avec des composés organiques non identifiés sédimentant de l‘atmosphère (Griffith et al, 1991, 2003, 2012; Coustenis et al, 1995, 2006; McCord et al, 2006, 2008). Quelques hétérogénéités ont pu être attribuée à un enrichissement local en glace d'eau (Rodriguez et al., 2006). Cependant, la présence de glace de CO2 et NH3, de « tholins » (aérosols de la brume de titan qui se déposeraient à la surface) ou d'hydrocarbures liquides ne peut pas être totalement exclue. Les spectres enregistrés par l'instrument DISR à bord de la sonde Huygens lors de son atterrissage à la surface de Titan, malheureusement, ne permette pas de résoudre le problème, même au niveau local. Une partie du spectre enregistré par Huygens étant assez cohérente avec la présence de matière organique et une bande d'absorption à 1,5 µm peu marquée et isolée pourrait être due à de la glace d’eau, sans que cela soit véritablement concluant (Tomasko et al, 2005; Schröder et Keller, 2008). Une analyse récente des spectres VIMS, en particulier dans les régions à 2,75 et 5 µm, a exclu totalement une large exposition de glace d'eau pure à la surface de Titan, du moins à l'échelle globale, et a peut-être permis d’identifier certains composés organiques dans des terrains sombres de Titan (Clark et al., 2010).

Page 18 sur 28 Pourtant, aucunes de ces études ne sont véritablement concluantes et aujourd’hui encore, la nature précise de la surface de Titan demeure en grande partie inconnue. La surface de Titan est uniquement accessible à travers d'étroites fenêtres spectrales où l'absorptions des gaz atmosphériques est la plus faible (les fenêtres du méthane) : dans le visible (0,64, 0,68, et 0,75 µm - largement brouillé par la diffusion par les par particules de la brume atmosphérique, voir Vixie et al, 2012), et avec une plus grande sensibilité, dans le proche infrarouge (0,83, 0,93, 1,08, 1,27, 1,59, 2,03, 2,8 et 5 µm - Sotin et al, 2005; Rodriguez et al, 2006; Le Mouélic et al., 2008, 2012). Les spectres UV-visible-NIR de Titan montrent une très faible variabilité, et l’extraction des spectres de surface, et par la suite la composition de la surface, est très difficile à cause des fortes contributions atmosphériques (dans le domaine de longueurs d’onde de VIMS : absorption par le gaz et diffusion par les aérosols). L'objectif des work packages 1 & 2 est de résoudre le problème du retrait de la contribution atmosphérique dans les spectres de Titan et de déterminer de façon absolue la composition de la surface. Comme les molécules candidates pour la composition de surface - et plus généralement la plupart des glaces et des composés organiques, sont tous actifs dans l’infrarouge, nous allons utiliser les observations de Titan proche- infrarouges (NIR) disponibles (et futures) provenant de l'instrument VIMS (résolution spectrale faible, mais résolution spatiale moyenne et à haute). Mon plan de travail comprend l'élaboration d'un nouveau modèle de transfert radiatif (work package 1) et d’une méthodologie innovante pour inverser les spectres de Titan à l'échelle globale (work package 2). La comparaison avec des méthodes empiriques utilisées pour éliminer les effets de la diffusion atmosphérique (Le Mouélic et al, 2012), avec des modèles de transfert radiatif utilisés pour la détermination de la composition de la surface à l'échelle locale (Vincendon et al, 2010; Rannou et al, 2010; Hirtzig et al, 2013), et avec des observations depuis la Terre (élevée, mais une faible résolution spatiale), est également prévue au cours de ce projet. Cela aidera à garantir la pertinence des choix de développements du nouveau modèle et la robustesse des résultats.

2.1 Développement d'un modèle de transfert radiatif rapide pour l'atmosphère et la surface de Titan.

Depuis le début de la mission en Juillet 2004, Cassini a effectué plus de 80 survols de Titan et VIMS a déjà enregistré ~30000 images hyperspectrales du satellite, cela représentant plusieurs millions de spectres. 46 survols supplémentaires seront effectués jusqu'en 2017. Dans ce contexte, l'utilisation de solveurs classiques de transfert radiatif, tels que SHDOMPP ou SPSDISORT (Rannou et al, 2010; Griffith et al., 2012 ; Hirtzig et al, 2013), pour analyser l'ensemble du jeu de données VIMS et simultanément inverser les propriétés de l’atmosphère et de la surface pour chaque spectre VIMS, générerait un temps déraisonnable de calcul et n'est pas concevable. Dans le cadre de ce work package 1, j'ai donc l'intention de réaliser le développement d'un nouveau modèle 1D de transfert radiatif rapide, précis et polyvalent (FFAST pour "Fast Forward radiative Atmosphere-Surface coupling for Titan" – concept évoqué dans Rodriguez et al, 2009 et Appéré et al., 2013), en collaboration avec Sylvain Douté de l'IPAG et Pascal Rannou du GSMA (dans le cadre du projet ANR "APOSTIC"). La nouveauté de l'algorithme FFAST réside dans un nouvel ensemble d'équations analytiques pour coupler les propriétés radiatives de la surface et l'atmosphère. Le transfert radiatif atmosphérique (gaz et brume) sera mathématiquement séparé des conditions aux limites inférieures (albédo de surface) par la méthode de la décomposition en fonction de Green (Lyapustin et Knyazikhin, 2001). Cette technique conduit à un schéma numérique très efficace si on considère toutes les combinaisons possibles de propriétés (N pour l'atmosphère et M pour la surface), par exemple la profondeur optique des aérosols et l'albédo de surface. En effet, la méthode de Green nécessite N + M calculs intensifs au lieu de N x M pour un procédé classique, augmentant considérablement la vitesse de calcul. La précision des calculs sera assurée par l'utilisation d’algorithmes classiques pour obtenir séparément les propriétés radiatives de l'atmosphère et de la surface. Conçu pour modéliser les spectres de Titan sur une gamme spectrale large et complète dans l'infrarouge (1-5 µm), ce code sera particulièrement bien adapté à l'analyse des observations de Titan par VIMS. L’adaptation de FFAST à la gamme spectrale plus réduite et de plus haute résolution spectrale des observations provenant de télescopes terrestres est également prévue (en collaboration avec Athéna Coustenis, suivant l'un des objectifs majeurs du projet ANR «CH4@TITAN »9 terminée en décembre 2012). Cette méthode a déjà été appliquée avec succès sur Mars pour déterminer la composition de la surface à travers une atmosphère contenant beaucoup de poussières à partir des images hyperspectrales de OMEGA/MEX10 (Douté, 2009) et CRISM/MRO11 (Ceamanos et al., 2013; Fernando et al., 2013) (routine « MARS-ReCO »). De son côté, FFAST sera la toute première tentative d'appliquer cette méthode à Titan. Pour cette raison, je travaillerais en étroite collaboration avec Pascal Rannou et Athéna Coustenis, ce qui permettra de pouvoir estimer la précision des résultats de FFAST, à des étapes cruciales de son développement, par comparaison avec les sorties de leur modèle. Nous nous attendons à ce que FFAST, couplé avec un système d'inversion optimisé, soit suffisamment rapide et précis pour permettre l'analyse massive des données VIMS de Cassini (work package 2).

9 PI : Athéna Coustenis (LESIA) – période : 2008-2012 – But : fournir de nouveaux coefficients d’absorption plus précis dans l’infrarouge pour le méthane dans le but de permettre une meilleure interprétation des observations spectrales de Titan réalisées depuis Cassini et depuis la Terre. 10 MEX: Mars Express (mission ESA, 2003-présent). 11 MRO: Mars Reconnaissance Orbiter (mission NASA, 2005-présent).

Page 19 sur 28 Work package 1. Ecrire le nouveau code de transfert radiatif pour l’atmosphère et la surface de Titan (FFAST). Durée : 6 mois Outils : modélisation numérique, analyse comparative avec d’autres modèles Collaborations : favorisées par le contexte fédérateur des projets ANR “CH4@TITAN” (terminé en déc. 2012) et “APOSTIC” (en cours) Sylvain Douté (IPAG) : formulation analytique du couplage surface-atmosphère dans le code de transfert radiatif. Pascal Rannou (GSMA) : modèles atmosphérique pour les entrées du code de transfert radiatif, analyse comparative avec un code « classique ». Athéna Coustenis (LESIA) : mise à jour des valeurs d’opacité pour le méthane gazeux, spectres de composés solides, tests d’inversion des observations Cassini et terrestres avec un modèle « classique ». Contexte : La modélisation du transfert radiatif habituellement utilisée pour calculer les propriétés de l'atmosphère et de la surface de Titan à partir de données de spectroscopie infrarouge sont très précis, mais encore très lents (quelques minutes pour l'inversion d'un spectre). L'instrument Cassin/VIMS a acquis (et va encore acquérir jusqu'en mai 2017) plusieurs dizaines de millions de spectres infrarouges de Titan. La résolution « classique » du transfert radiatif ne peut plus être utilisée, sauf pour des études très locales. Description du travail : (1) Ecrire les équations analytiques pour le couplage surface-atmosphère. (2) Coupler la résolution du transfert radiatif dans l’atmosphère et à la surface de Titan avec le nouveau jeu d’équations. (3) Tester et valider le nouveau code FFAST avec des modèles de transfert radiatif déjà existant pour Titan. Résultats attendus : Nous avons pour but de construire un nouveau modèle direct pour la résolution du transfert radiatif dans l’atmosphère et à la surface de Titan, suffisamment rapide et réaliste pour permettre son intégration dans un schéma d’inversion massif des millions de spectres VIMS (work package 2). Financements déjà obtenus : projet ANR “APOSTIC”, encadrement de deux postdocs ANR pour 1 an chacun (Thomas Appéré en juillet 2012 – juin 2013 et Luca Maltagliati en février 2014 – janvier 2015 + extension possible).

2.2 Étude de sensibilité du modèle de transfert radiatif. Inversion massive des observations VIMS/Cassini et détermination de la réflectivité de la surface de Titan à l'échelle globale.

L’utilisation de techniques d'inversion sophistiquées est nécessaire pour réaliser la cartographie globale de la réflectivité de la surface de Titan. Tout d'abord, comme déjà mentionné, les radiances mesurées au sommet de l’atmosphère de Titan par les instruments de Cassini résultent du transfert radiatif complexe des photons solaires entre des médias dont la description nécessite l’utilisation de multiples paramètres libres. Même si les propriétés atmosphériques peuvent être contraintes indépendamment dans une certaine mesure, la compréhension de l'interaction complexe entre l’atmosphère et la surface est obligatoire afin de pouvoir fournir les barres d'erreur affectant les solutions complètes. De plus, les algorithmes d'inversion classiques qui permettent d'optimiser une fonction de coût ne sont pas compatibles avec les millions de spectres à analyser, alors que les approches « k-Nearest Neighbors » basées sur des bibliothèques précalculées (Look-Up Tables ou LUT) souffrent d'instabilité (multiplicité des solutions) en raison de la haute dimensionnalité des données et de la présence de bruit. Développer, valider et tester des algorithmes qui permettraient de surmonter ces limitations étaient les principales activités qui ont été menées avec succès dans le cadre du projet ANR "VAHINE" (PI Sylvain Douté). Ce projet visait à construire de nouveaux outils pour l'analyse des images hyperspectrales planétaires (http://vahine.gforge.inria.fr/dokuwiki/doku.php). L'approche la plus efficaces s’est avéré la méthode « Gaussian Regularized Slice Inverse Regression » (GRSIR) (Bernard- Michel et al, 2009a, 2009b) qui utilise une formulation statistique du lien entre les observables et les paramètres physiques construits à partir d'un ensemble d'apprentissage de spectres synthétiques, c'est à dire la LUT provenant du modèle physique (ici le code FFAST, voir work package 1). En raison de la grande dimension des observables, une réduction est nécessaire avant de pouvoir établir une relation fonctionnelle entre elles et chaque paramètre physique considéré séparément. Dans une première étape, la population des spectres de la LUT est répartie en classes définies comme des tranches régulières de valeurs dans l'espace des paramètres. Dans une deuxième étape, en ce qui concerne les observables, les axes orthogonaux d’une nouvelle représentation spectrale sont calculés par des méthodes classiques d’algèbre linéaire de façon à maximiser la variance interclasse, tout en minimisant la variance intra-classe. Une procédure de régularisation est appliquée conjointement afin d'éliminer tout effet de bruit ou de dimensionnalité. En général, seul un petit nombre d’axes est suffisant pour établir une relation fonctionnelle entre les observables réduits (un spectre projeté sur les axes) et le paramètre physique d'intérêt par l’utilisation de techniques classiques régression n-D (n = 1 à 4 en général). A ce stade, l'utilité de ces résultats intermédiaires est de deux ordres. Premièrement, l’inspection minutieuse des axes - qui peuvent être considérés comme des poids spectraux - révèle les canaux de l’'instrument qui sont les plus influencées par le paramètre physique considéré, nous aidant ainsi à effectuer une étude de sensibilité de notre modèle physique FFAST (work package 1). Une approche alternative (Morris et al., 2008) est de calculer une distribution marginale a posteriori de la valeur prise par chaque canal instrument en faisant varier le paramètre physique sélectionné selon une distribution de probabilité a priori, les autres paramètres pouvant prendre toutes les combinaisons autorisées de valeurs. L'intégration mathématique du modèle physique ne peut être effectuée qu’en « imitant » le comportement du modèle par des gaussiennes. La même technique peut être inversée pour construire une distribution de la valeur a posteriori pour le paramètre sélectionné une fois que la solution la plus probable du problème d'inversion est trouvée par la méthode SIR. Un tel calcul fournit l'incertitude entourant l’estimation de la solution la plus probable. Deuxièmement, et plus important encore, toute spectre observé d'une image peut (i) être projetée sur les axes SIR et (ii) traduit - dans sa forme

Page 20 sur 28 réduite - en une évaluation de la grandeur physique d'intérêt grâce à la relation fonctionnelle correspondante. La procédure est effectuée à nouveau pour un autre paramètre physique. Enfin, une fois terminée l'analyse d'une image complète (généralement en quelques minutes pour 105 spectres), nous obtiendrons des cartes de propriétés physiques (de l'atmosphère et de la surface) ainsi que les barres d'erreur associées. Une fois la réflectivité absolue de la surface et ses barres d'erreur associées estimées, il serait alors possible de rechercher les meilleures molécules candidates pour la composition de la surface et de produire une carte « minéralogique » globale à la résolution de l’instrument VIMS. Cette carte pourra être utilisée pour contraindre la composition des grandes structures morphologiques de surface et aider à la compréhension de leur nature et origine en lien avec le climat du satellite, objectif central de ce projet.

Work package 2. Déterminer la réflectivité et la composition de la surface de Titan à l’échelle globale. Durée : 6+ mois Outils : simulation numérique, bibliothèques de spectres, méthode d’analyse et d’inversion d’observations spatiales Collaborations : favorisées par le contexte fédérateur du projet ANR “APOSTIC” (en cours) Sylvain Douté (IPAG) : schéma d’inversion, production de bibliothèques (LUT) de spectres de surface. Pascal Rannou (GSMA) : production de bibliothèques (LUT) de spectres d’atmosphère. Stéphane Le Mouélic (LPGN), Christophe Sotin (JPL), Robert H. Brown (LPL) : gestion de la base de données VIMS, test et inter- comparaison avec des méthodes empiriques, interprétation des résultats. Contexte : La réflectivité de la surface de Titan, et donc sa composition, sont encore une énigme. De nombreuses tentatives ont été faites pour déterminer les propriétés spectrales absolues de la surface de Titan, mais seulement à l'échelle locale, en inversant quelques centaines de spectres au maximum. Avec le nouveau code FFAST (work package 1), il serait possible d'accélérer grandement le processus d'inversion et de l'appliquer à la surface entière de Titan (à l'échelle de l'ensemble des observations VIMS de Titan). Description du travail : (1) Construire indépendamment les LUTs pour les propriétés radiatives de l’atmosphère et la surface de Titan. (2) Coupler les LUTs à l’aide du code FFAST dans le cadre de la méthodologie d’inversion GRSIR. (3) Tester le schéma d’inversion à grande échelle. (4) Construire les cartes globales de réflectivités et de composition de surface et établir des liens avec les structures géomorphologiques. Résultats attendus : Nous avons pour but de développer un système d'inversion en mesure de produire des cartes globales de la composition de Titan à la résolution spatiale des observations VIMS. Financement déjà obtenus : projet ANR “APOSTIC”, encadrement de deux postdocs ANR pour 1 an chacun (Thomas Appéré en juillet 2012 – juin 2013 et Luca Maltagliati en février 2014 – janvier 2015 + extension possible).

REFERENCES :

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[28] Barnes J.W., L.Lemke, R. Foch, C.P. McKay, R.A. Beyer, J. Radebaugh, D.H. Atkinson, R.D. Lorenz, S. Le Mouélic, S. Rodriguez, J. Gundlach, F. Giannini, S. Bain, F.M. Flasar, T. Hurford, C.M. Anderson, J. Merrison, M. Adamkovics, S.A. Kattenhorn, J. Mitchell, D.M. Burr, A. Colaprete, E. Schaller, A.J. Friedson, K.S. Edgett, A. Coradini, A. Adriani, K.M. Sayanagi, M.J. Malaska, D. Morabito and K. Reh. AVIATR – Aerial Vehicle for In-Situ and Airborne Titan Reconnaissance: A Titan Airplane Mission Concept, Exp. Astron., 2011. Doi:10.1007/s10686- 011-9275-9.

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Rapport: Crapeau M., P. Paillou, M. Dobrijevic and S. Rodriguez. On the possible impact of Titan’s clouds on HUYGENS altimeter, ESA report, May 2004.

Ouvrages collectifs : R. Atlani et S. Rodriguez. Physique Tome I : Outils mathématiques et analyse dimensionnelle, Cahiers du PCEM. Eds Robert Atlani, 2008.

R. Atlani et S. Rodriguez. Physique Tome II : Mécanique, énergie et physique corpusculaire, Cahiers du PCEM. Eds Robert Atlani, 2008.

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Article dans un magazine scientifique : Rodriguez S., « Titan : une lune pas comme les autres », p.18-29, Review article in L’Astronomie n°43 (cover of the magazine), Octobre 2011.

Communications dans des conférences internationales : sélection parmi plus de 130 contributions Appéré T., S. Rodriguez, M. Vincendon, S. Douté, P. Rannou, S. Le Mouélic, A. Coustenis, J.W. Barnes, C. Sotin, R.H. Brown. Radiative transfer on Titan: Towards a massive inversion of atmospheric and surface properties from VIMS/Cassini observations of Titan, AGU 8-13 December 2013 in San Francisco.

Garcia A., S. Rodriguez, A. Lucas, T. Appéré, A. Le Gall, E. Reffet, L. Le Corre, S. Le Mouélic, T. Cornet, S. Courrech Du Pont, C. Narteau, O. Bourgeois, J. Radebaugh, K. Arnold, J.W. Barnes, C. Sotin, R.H. Brown, R.D. Lorenz, E.P. Turtle. Global characterization of Titan’s dune fields by RADAR and VIMS observations, AGU 8-13 December 2013 in San Francisco.

[invité] Rodriguez S., S. Le Mouélic, J.W. Barnes, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown, J. Bow, G. Vixie, T. Cornet, O. Bourgeois, C. Narteau, S. Courrech Du Pont, C.A. Griffith, R. Jaumann, K. Stephan, B.J. Buratti, R.N. Clark, K.H. Baines, P.D. Nicholson, A. Coustenis. Singular equinoctial activity over Titan's dunefields as seen by CASSINI/VIMS, European Planetary Science Congress, London, UK, September 2013.

[invité] Cornet T., O. Bourgeois, C. Sotin, S. Le Mouélic, S. Rodriguez. Formation et développement des lacs de Titan : approche comparative Terre-Titan, SF2A Semaine de l’Astrophysique Française, Montpellier, juin 2013.

[invité] Rodriguez S., S. Le Mouélic, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown. Nuages de Titan : observation et modélisation, SF2A Semaine de l’Astrophysique Française, Montpellier, juin 2013.

Rodriguez S., S. Le Mouélic, J.W. Barnes, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown, J. Bow, G. Vixie, T. Cornet, O. Bourgeois, C. Narteau, S. Courrech Du Pont, C.A. Griffith, R. Jaumann, K. Stephan, B.J. Buratti, R.N. Clark, K.H. Baines, P.D. Nicholson, A. Coustenis. Equinoctial Activity over Titan Dune Fields Revealed by the Visual and Infrared Mapping Spectrometer onboard Cassini, 8th EARSeL Imaging Spectrometry Workshop, Nantes, 8 – 10 April 2013.

Degiorgio K., C. Ferrari, S. Rodriguez, A. Brahic. Multi-wavelength study of the opposition effect on Saturn's Rings, AGU 3-7 December 2012 in San Francisco.

Rodriguez S., S. Le Mouélic, J.W. Barnes, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown, J. Bow, G. Vixie, T. Cornet, O. Bourgeois, C. Narteau, S. Courrech Du Pont, C.A. Griffith, R. Jaumann, K. Stephan, B.J. Buratti, R.N. Clark, K.H. Baines, P.D. Nicholson, A. Coustenis. Equinoctial Activity over Titan Dune Fields Revealed by Cassini/VIMS, AGU 3-7 December 2012 in San Francisco.

Le Mouélic S., S. Rodriguez, C. Sotin, R. West, P. Rannou, J.W. Barnes, R.H. Brown, T. Cornet, K.H. Baines, B.J. Buratti, R.N. Clark, P.D. Nicholson. Imaging of a newly forming polar hood over the south pole of Titan by VIMS/Cassini, AGU 3-7 December 2012 in San Francisco.

[invité] Rodriguez S., S. Le Mouélic, J.W. Barnes, P. Rannou, C. Sotin, R.H. Brown, J. Bow, G. Vixie, T. Cornet, O. Bourgeois, C. Narteau, S. Courrech Du Pont, C.A. Griffith, R. Jaumann, K. Stephan, B.J. Buratti, R.N. Clark, K.H. Baines, P.D. Nicholson, A. Coustenis. Equinoctial Atmospheric Activity over Titan Dune Fields Revealed by Cassini/VIMS, International Workshop “Spectroscopy of methane and derived molecules for atmospheric and planetary applications”, Dole, France, 26-28 November, 2012.

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