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L’altimétrie planétaire

G. Balmino , CNES-GRGS

7ème Ecole d’ été du GRGS Saint-Pierre d’Oléron " Altimétrie spatiale " 1-5 Septembre 2014 LE BUT

Connaissance précise de :

- la forme globale (moyenne) d’un corps

- ses variations détaillées de forme : topographie

Noyau de C-G (Rosetta, 23 juillet 2014) Pourquoi ?

Comment ?

Principales missions Pourquoi ? LES GRANDES QUESTIONS

Formation Evolution Structure interne ...

... des corps du système solaire en particulier ceux dits de "type terrestre"

… sont abordées avec les outils de : la mécanique céleste la géodésie spatiale la géologie la géophysique

… et les données : - des télescopes : au sol, en orbite (HST) - des missions spatiales Structure ⇔ Histoire thermique

DIFFERENCIATION D' UNE PLANETE, D' UN SATELLITE Existence, taille et nature de : noyau manteau Champ de gravité croûte

CHRONOLOGIE DES EVENEMENTS EN SURFACE Caractères physiographiques et géologiques Distribution des cratères (type, taille, fréquence) Topographie → âges ~ relatifs

"CLIMAT" Rotation, obliquité

Atmosphère : Terre, Vénus, Mars, Titan... ⇔ Eau ? Océans : Terre, Europe, Encelade… Vie ??? Notre connaissance de la structure interne des planètes et satellites naturels provient essentiellement :

de la mesure de la topographie (incluant forme globale et taille)

du champ de gravité (dont la masse) Gouvernent la forme de la rotation globale

des observations "géologiques" (imagerie multi-spectrale) PROPRIETES GLOBALES

- Taille + Forme ⇒ Volume Masse volumique - Mouvement orbital + 3ème loi de Képler ⇒ Masse (densité)

- Forme ⇒ Centre de figure - Centre de masse Écart ? (déterminé via un objet en orbite autour du corps) (structure interne)

- Rotation propre : vitesse angulaire - Masse Aplatissement - Taille moyenne (rayon) dynamique - Coef. zonal J2 du potentiel de gravitation

Moment d’inertie - Coef. J 2 polaire moyen - Constante de précession < 0.4 ?

- Moment d’inertie polaire moyen Aplatissement - Vitesse angulaire de rotation hydrostatique Forme globale et potentiel

gravitationnel (U ) : le problème direct Forme globale et potentiel gravitationnel (U ) : le problème inverse

Stratification : surfaces limites ? sauts de densité ?

⇒ INVERSION : CHAMP DE DENSITE r0 A PARTIR DU CHAMP DE GRAVITE

r 1 F(U) = ρ ∗ F(1/ r) r 2 ρ2 ρ0

ρ1 Observation Densité distance

ρ : pas de solution unique (problème inverse singulier)

F(U) + autres données (vitesses sismiques, ...) Mais : + hypothèses physico-chimiques ρ(r) + contraintes (relatives) sur ρ (sur Δρ) Exemples de modèles Problèmes régionaux / locaux Champ de gravité + topographie 1. Isostasie densité d ⇒ Etude des propriétés ex : modèle d'Airy 0 de la croûte (lithosphère) et du manteau supérieur

d > d0

2. Flexure (visco-) élastique

d1 d0

Vénus : les "pancakes" d > d0 EXEMPLE D'INVERSION D'UN PROBLEME REGIONAL Recherche des variations de densité Mesures

- gravité (g) ou potentiel (U )en surface (ou en orbite), ou F(g,U) ...... (1)

- vitesses sismiques VP , VS (avec λ , µ donnés) - cas de la Terre ...... (2)

orbite mesure : F(g)

g

topo. discrétisée ρij

décomposition en éléments finis

Equations d'observation : correspondant à (1), (2)

Inéquations de contrainte : ρ1 < ρij < ρ2 ; Δρ1 < ρij − ρi−n, j− p < Δρ2 Résolution : méthode des moindres carrés avec inégalités … mais problème récurrent Champ de gravité (g) + topographie (t) Inadéquation: résolution (g) vs. (t)

(g) ç observ. des (t) ç photogram. perturbations altimétrie (D) orbitales

2 Klm ~ A / l S

uˆ . Δρ ~0.05 Ð 0.1 mm/s r D

T

λmin ~ altitude station O TERRE è résolution ~200 km è résolution : ~ ou < km ! (MGS, ODY) ex : MOLA-MGS Comment ? Observations télescopiques terrestres

Ex : La Lune

- diamètres des cratères

- altitude des reliefs (mesure des ombres)

Obs. de Meudon, 1966 Observations télescopiques en orbite

Vesta Observations radar depuis la Terre

Goldstone Ð Mojave, USA, 1959

Pluton complex Yevpatoria, URSS, 1960

D Puissance du signal retour en 1/D4

Dist. max. détection ~ √taille de l’objet Observations radar depuis la Terre

Radio-télescope d’Arecibo (Porto Rico, 1960-63), D = 305 m 20 TW @ 2380 MHz, 2.5 TW @ 430 MHz, et 300 MW @ 47 MHz Venus, 1974 Quelques "premières" radar d’Arecibo

Maxwell Mt.

images

216 Kleopatra, nov.1999

Mercure, pôle N, 1999 modèle Observations radar (ou autres) en orbite

Navigation précise ⇒ radio-sciences : - champ de gravité - topographie

imagerie altitudes nature du sol Observations en orbite

S Il faut :

uˆû - la position de S / (R)

r D - l’attitude ⇒ û / (R) - mesurer D T surface du corps

GO

(R) lié au corps Alternative : on ne mesure pas de distances directement, mais :

Ak, Bk dans Rk {xk, yk, zk} ûk , Rk dans (R) AB dans (R): (stéréo)-photogrammétrie O1O2 dans (R) z z1 2 x O1 2 O2 y1 y2 x1

û1

û2

(R) ⇒ Problème global de géodésie spatiale planétaire

Réf: S quasars û T

G

obs. = f ( GS ou OS, û )

= F [ GS(t0 ), t , param.), û ] ¥ O OS (t0 )

référentiels Terre ( & cinématique) déformations dynamique (forces) La précision dépend beaucoup de la finesse du traitement global ! Corps perturbateur ∼ SST-hl

Mouvement de Plasma solaire & interplanétaire Mouvement de l'axe de rotation l'axe de rotation de la Terre du corps observé

Station "Deep space"

Orbite du corps observé

Orbite Observation de la trajectoire de la Effets relativistes (retard, courbure) Terre

¥ Position-vitesse de l'orbiteur (navigation)

¥ Paramètres des modèles de perturbations : ¥ Taille et forme de la planète ; topographie - gravitation : statique, marées solides, (+ océans) + - atmosphère (frottement), redistribution de masses ¥ Paramètres rotationnels : (ex : océan/atmosphère/calottes polaires) angle ("temps") sidéral - pression solaire directe + albedo (surface, nuages) coord. du pôle (α,δ) et variations

¥ Si lander, rover, ballon… : position (t) Géodésie dynamique Un altimètre mesure D …

S

uˆ

r D

T surface du corps

O

(R) lié au corps Différents types d’instruments Altimètre radar conventionnel, "pulse limited"

Retour de l’impulsion

Altimètre laser ~ few 100 meters Signal retour : D = c Δt / 2

Δt

small Laser pulse ~power Counts sent from s/c footprint Essai d’un prototype de MOLA (altimètre laser pour les missions martiennes)

Navette "Endeavour" (janvier 1996)

Profil sur Mauna Kea SAR (radar à ouverture synthétique)

Longueur "synthétique" du SAR L

(1) Imagerie

Développé dans les années 70 pour des besoins militaires de surveillance

Le processeur stocke tous les signaux retours, amplitude et phase, pendant le temps T correspondant au déplacement de A en D. On reconstruit alors le signal qui aurait été obtenu par une antenne de longueur L = vT (v : vitesse du satellite) ⇒ résolution beaucoup plus grande Construction (théorique) pas à pas du (2) Mode altimètre signal retour (pour un faisceau unique). = "Delay Doppler/SAR altimeter"

En mode altimètre on traite chaque cellule le long de la trace (tant qu’elle est illuminée). Chaque cellule est vue par une plus grande portion du lobe d’antenne que dans l’altimétrie classique ("pulse limited") ⇒ plus d’information

Avantages : - utilisation optimale de la puissance du signal Contrairement à l’altimétrie radar classique, - résolution accrue la surface illuminée n’est pas un anneau de surface constante mais seulement une partie - mesure de distance le long ⇒ Forme plus Ç pointue È de l’écho. de la trace et orthogonalement ( et plusieurs faisceaux sont utilisés simultanément Les altimètres planétaires sont en majorité de type laser.

Avantages :

- très grande précision - pas de grande antenne - puissance requise bien adaptée Mais :

- empreinte au sol petite - difficultés d’estimation des pentes (sauf instrument multi-faisceaux) - utilisation des écarts aux intersections de profils (X-overs) plus délicate (pentes topographiques de la surface solide : très variables)

B C B 5 • A • 1 4 • t • 2 1 2 3 4 5 3 • • 3 X-O • 4 •2 C 1 D • 5 • D A 1 2 3 4 5 t Principales missions

Lune Venus Mars Mercure Saturne (Titan) …

et la Terre TERRE

SRTM (Shuttle Radar Topography Mission)

11-22 fév. 2000 Navette : Endeavour (STS 99) Alt. ~233 km, I = 57¡ Résolution : 30 m (grilles à 30 m, 90 m, 900 m)

Précision : planimétrique ~ 50 m

altimétrique ~ 15 m

60 m

Interférométrie radar

2 radards : bande C SAR bande X SRTM - Couverture : 60¡ N Ð 56¡ S Paris et sa région Ouest du Tibet Bali Tanzanie Volcan Meru Région de Los Angeles La LUNE

Apollo 15, 16, 17

Clementine

Chang’E 1, 2

Selene - Kaguya

LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) (+ GRAIL) Apollo 15, 16, 17 A-15 : 26 juillet Ð 7 août 1971

A-16 : 16 avril Ð 27 avril 1972 A-17 : 7 déc. Ð 19 déc. 1972

+ radar imageur (SAR) sur A- 17 Caractéristiques des altimètres laser d’Apollo 15, 16, 17

Faisceau pulsé à 694.3 nm (rubis) Flashes de 200 nJ pendant 10 ns Résolution ~2 m Distance entre mesures : 30 à 43 km Erreur absolue ~25 à 400 m Précision relative (le long de la même orbite) ~10 m

Caractéristiques orbitales

h(péri- h(apo- Incl. Période N.bre Lune) Lune) révol. Apollo 15 107 km 315 km 168.0¡ 120 mn 64

Apollo 16 101 km 120 km 23.0¡ 87 mn 72

Apollo 17 170 km 170 km 28.5¡ 108 mn 74 Apollo 15 : I = 168¡ (12¡ rétrogr.)

Apollo 16 : I = 23¡

Apollo 15

Apollo 15 rev

Apollo 17

Quelques profils sur la face cachée Apollo 17 Altimètre laser

Face visible ⇒

Face cachée ⇒ Les apports des altimètres Apollo

Recalage des altitudes de la face visible obtenues par photos télescopiques et les Lunar Orbiters

H( "mers" ) < plusieurs km aux "highlands" environnantes

Altitudes de la face cachée

Face cachée : plus haute et plus rugueuse que la face visible

Offset centre de masse / centre de figure : 2.5 km, direction 24¡E

Terre

Cf. épaisseurs de croûte modélisées ultérieurement CLEMENTINE Orbite : polaire, 400 x 8300 km - (1) ϕP = 30¡ S NASA (2) ϕP = 30¡ N (janv.-juin 1994) ⇒ Couverture de l’altimètre : 60¡ N à 60¡ S

Aitken D ~2500 km P ~12 km

Préc. 40 m à 100 m Altimètre laser-lidar Échantill. 1 à 2 km le long de l’orbite Inter-trace (éq.) 40 km KAGUYA (ex-Selene) 14 sept. 2007 3 satellites : Japon ⇒ 10 juin 2009 - Kaguya "main" : 3 t, h ~100 km, I = 90¡ - Okina (relay) : 53 kg, h ~100-2400 km, I=90¡ - Ouna (VLBI) : 50 kg, h ~100-800 km, I=90¡

Poids 20kg

306 x 450 x 408 (LALT-tr) Dimensions 301 x 241 x 88 (LALT-r) L’altimètre laser (LALT) 1064 nm Un des 13 instruments Laser : λ 1064 nm Distance de mesure 50 km -150 km Energie (output) 100 mJ Cadence impulsions 1 Hz Précision 5 m Kaguya Face visible

Première carte complète et précise de la topographie lunaire

Résol. ~ 2 à 5 km Préc. ~ 5m

Face cachée Kaguya

Imagerie et altimétrie Kaguya

Petit cratère près du pôle N Chang’e 1 & 2 Chang’e 1 : oct. 2007 Ð mars 2009 Chang’e 2 : oct. 2010 Ð avril 2011 Chine

Orbites : polaire @ ~100 km puis 15 -100 km puis 15 km, ~ circulaire Chang’e 1 & 2

Sept instruments, dont :

Altimètre Laser : λ = 1064 nm, 150 mJ Résolution ~ 1 m Tache au sol ~ 300 m. Précision ~ 5 m Caméra stéréo : de résolution 120 m + spectromètre imageur à λ = 0.48 µm ⇒ 0.96 µm.

1000 m Présentation de la carte lunaire chinoise (2012) Chang’e 2 : Lune globale : photos + altimétrie "Google Moon" chinois Chang’e Cratère dans Aitken

Site futur d’alunissage ? Lunar Reconnaissance Orbiter

NASA

Juin 2009 è 2014 + (2ème mission étendue) Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) Altimètre laser : LOLA

Le faisceau laser passe dans le DOE (Diffractive Optical Element) qui le divise en 5 faisceaux. Pour chacun d’eux LOLA mesure les temps aller-retour ⇒ 5 distances ⇒ pentes // et ⊥ à la trace l’étalement du signal retour ⇒ rugosité de surface le rapport énergie reçue / énergie émise ⇒ réflectivité de la surface LRO Orbite polaire Alt. ~50 km 56 m

LOLA : juin 2009 Ð juillet 2013 6.5 109 mesures

LOLA : - diam.(empreinte au sol de chaque faisceau) ~5 m

- les 5 fauchées (largeur ~ 50 m) sont séparées de ~1.25 km à l’équateur

- dist. inter-traces : 1 à 2.5 km

- précision instrumentale : 10 cm précision restitution topo. ~ 1 m LRO - LOLA

Ex : profil du cratère Antoniadi

B A B

"rim" D C 24 km D

C

C D

A LRO - LOLA

Précision finale des altitudes très > celle de Chang’e2

Raison principale : qualité de l’orbite LRO - LOLA Les produits

LOLA (héritage MOLA* et MLA) a permis d’étudier la Lune : - avec une résolution ~30 fois celle de Mars (avec MOLA) - avec une précision ~5 fois supérieure

topographie pentes rugosité réflectivité

* cf. Mars et MOLA LRO - LOLA

Topographie Rugosité de la surface

Pentes (degré) Réflectivité : Wr/We … poles inclus

Topographie des pôles LRO - LOLA Mer de la Tranquillité LRO - LOLA LRO - LOLA Schrödinger LRO - LOLA

Reconstitution 3D de la topographie Ex : Tycho : cratère central - sommet du piton

20 m Champ de gravité (g) + topographie (t) Inadéquation: résolution (g) vs. (t)  mais l’adéquation est bien meilleure dans le cas de la Lune

(g) ç observ. des (t) ç photogram. perturbations altimétrie (D) orbitales . Δρ ~0.05 Ð 0.1 µm/s 2 Klm ~ A / l S

Lmax (HS)gravi/GRAIL ~ 650 uˆ . Δρ ~0.05 Ð 0.1 mm/s r D

T

λmin ~ altitude/N è résolution : ~ ou < km ! station O TERRE ex : LRO-LOLA è résolution ~8 km L (HS) /GRAIL ~ 5000 (GRAIL) max topo GRAIL NASA

Lanct : 10 sept. 2011

En orbite lunaire : déc. 2011 è déc. 2012

Mission dédiée à la cartographie du champ de gravité de la Lune GRAIL Similaire à GRACE (mission terrestre) : 2002 è …

Mesure de vitesse relative entre deux satellites co-orbitant Précision ~ 50 nm/s

Orbite : ~polaire ~circulaire h ~ 50 km (3 mois) ~ 25 km (6mois) ~ 20 km (2 mois) 120 Ð 180 km

Dist. min aux plus hauts sommets < 8 km GRAIL Anomalies de gravité (deg/ord modèle H.S. = 660) GRAIL + LRO

ΔgA : anomalie air libre

On soustrait l’effet gravitationnel de la topo

ΔgB : anomalie "de Bouguer"

⇒ Corrélations topo-gravi > celles des autres corps telluriques GRAIL + LRO Korolev Oc. Procel.

ΔgA rés. ~ 8 km

topo rés. ~ 1 km

ΔgB rés. ~ 8 km GRAIL + LRO Variations de l’épaisseur de la croûte

Le champ de gravité de la Lune a conservé la trace des bombardements anciens. Il révèle des fracturations de l’intérieur s’étendant sous la croûte et peut-être jusqu’au manteau MARS

MGS

h~375 km, i=93¡ sept. 97-nov.2006

ODYSSEY h~400 km, i=93¡ 2001 è…

Altimètre MOLA sur MGS MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) sur MGS (Mars Global Surveyor)

mars 1998 Masse : 23.8 kg è juin 2001 Puissance nécessaire : 34.2 W 600 106 mes. Laser : Q-switched Cr-Nd-YAG 1.064 µm 10 Hz 48 mJ/impulsion divergence : 420 µrad longueur d’imp. 8 ns

Récepteur : 50 cm ¯ (parab.) détecteur : Si photodiode à avalanche champ : 850 µrad

Performances : dist. Max mesure : 787 km précision verticale : 1 m vs. 500-1000 m avant… ¯ tache au sol : 168 m dist. entre mesures : 300 m dist. inter-traces : 4 km (équat.) Premiers profils N-S (mars ‘98) MOLA : profil sur Phobos Ð 12 sept. 1998

4 km d’erreur sur position de Phobos  correction aux éphémérides

Distance mini ; ~265 km Gestion des "trous"

Interpolation Ð lissage

… mais pas d’artéfact ~ 4 km

dif. (X-over) : ~ 5 m initialement ~ 2 m après corr. Carte topographique de Mars à partir de MOLA … avec les noms ! Carte de rugosité de la surface martienne à partir de MOLA Altitudes martiennes

Utopia Planitia

Argyre

bassin d’impact U.P. ¯ ~3300 km Argyre

bassin d’impact

détail

60 km Mise en évidence de lits de fleuves fossiles

Ex : Sud de Chryse Planitia

Chryse Planitia

Valles Marineris Etude des régions polaires

Mesure des variations N d’épaisseur de glace

Transferts de masse saisonniers :

atmosphère

CO2 pôle S pôle N

⇒ Variations champ de gravité : C3,0 composite S Variation de C3,0 "lumped" Variations d’altitude des régions polaires, mesurées par MOLA

Δh / moy. 60¡N

Δh / moy. 60¡S

Longitude apparente du soleil LS Variations de masse : pôle Nord, pôle Sud, atmosphère

ΔC3,0 "brut"

ΔC3,0 lissé

MOLA VENUS

Programme VENERA (URSS) V1-V16 fév. 1961 Ð juillet 1984

Mission MAGELLAN (USA) mai 1989-oct. 1994 Венера 15-16

t VENERA 15 et 16 2 et 7 Juin 1983 L : Oct. 83è juillet 84

hP ~ 1000 km hA ~ 66000 km i = 92.5¡ P= 24 h

Ω16 - Ω15 = 4¡

ϕ P = 62¡N

SAR + altimètre radar - bande S - ¯(antenne alti.) =1 m - 1 mesure / 2.5 km (along-track) - précision ~200 m

⇒ Cartographie de la surface entre le pôle Nord et 30¡N Première carte (image + altimétrie) de la surface de Vénus entre 90¡N et 30¡N URSS - 1984

Pôle N Maxwell Montes Atlanta Planitia Ishtar Terra Niobe Planitia Sedna Planitia

Latitude 30¡ N Aphrodite Terra Beta Regio

Венера 15-16 cartographièrent ~25 % de la surface M A Lancement : G - 4 mai 1989 - STS Atlantis E L L A N

Mission orbitale : août 1989  oct. 1994

6 tonnes au lancement MAGELLAN

S/C : 1035 kg en orbite

Orbite: 5 cycles de 243 j

hP / hA - cycle 1 à 4 : 295 km / 8540 km → aérofreinage - cycle 5 : 180 km / 540 km

Instrument radar unique

- mode SAR : imagerie (rés. ~150 m) - mode altimètre (préc. 30 m) - mode radiomètre (préc. 2¡)

Antenne : ¯ = 3.7 m f =2.385 GHz 325 W MAGELLAN : relief de la surface de Venus / sphère (R = 6051 km)

Ishtar Terra

Aphrodite Terra

Différences d’altitude faibles en général (2 à 3 km) Ð Deux continents 20% de plaines basses, 70 % de collines et d’écoulements de lave, 10% de hautes montagnes (max. ~12 km : Maxwell) Vénus…

… embarquement pour Cythère ? Volcans : plus de 1500 de ¯ > 5 km ~ un million de plus petits ! Isabella crater

Maat Mons

Gula Mons

Adams crater Des épisodes de volcanisme intense (tous les 500-600 millions d’années ?)

⇒ Resurfaçage (peu de cratères d’impact) ⇒ Golubkina - Volcanisme partout (pas localisé comme sur Terre) - dizaines de milliers de dômes et boucliers volcaniques - pas de trace de tectonique des plaques

Formations uniques dans le système solaire : Jeunes, ¯ > 1.5 km - longs fleuves de lave météorites petites détruites dans l’atmosphère - pancakes - coronae - arachnoïdes

Hildr (fleuve de lave) ~7000 km Les coronae

Grandes formations circulaires ¯ souvent > plusieurs centaines de km. Fossé circulaire entourant une plaine élevée

Effondrement de chambres magmatiques sous le poids des dômes volcaniques

Corona Bahet

Arachnoids Arachnoïdes Aphrodite Terra

Formations ovoïdes avec des anneaux concentriques et un réseau complexe de fractures se prolongeant à l'extérieur ¯ de 50 à 230 km

Précurseurs à la formation des couronnes ? Pancakes (crêpes)

Domes volcaniques à sommet plat ¯ : 20-70 km , h ~ 0.5 à 1 km Petite(s) caldera(s), fracturations

Pancakes Alpha Regio Formées par éruption de laves extrêmement visqueuses MESSENGER - NASA MERCURE

Orbite : 200-15200 km puis abaissée ⇒ 2015+ i = 82 à 84¡

Lancé en 2004 BEPI-COLOMBO Ð ESA-JAXA (MPO) Mission orbitale : 2011 è 2015…

Lancement : 2016 B-P Mission orbitale : 2022-24 ~polaires

2 orbiters: MPO, MMO MESSENGER Les différentes orbites

Lat. Pér. (mars 2013) 2011 = 84¡N 2015 2013 (init.) = 119¡ 2014 ω Lat. Pér. 60¡ N

Mission étendue : orbite abaissée Lat. Pér. ~ 58¡N Les altimètres

Messenger : MLA Ð héritage MOLA multi-faisceaux (cf. LOLA)

λ = 1064 nm Précision : 30 cm à 1500 km (max. distance) Couverture ~55 % mi 2013 ⇒ 70 % fin de mission

300 m entre les mesures

Bepi-Colombo : BELA

Précision intrument ~ 20 cm à 1000 km Restitution des altitudes : erreur < 1m 300 m entre les mesures - Couverture : complète (en 2024) MESSENGER

Couverture de MLA (mi-2013)

⇒ Complétée par photogrammétrie - imagerie (modèle DTMI)

Ex. sur un profil MLA DTMI et MLA (init.)

MLA MLA lissées

DTMI DTMI recalées sur MLA

Différ. MESSENGER : MLA

Topographie de Mercure après deux ans de mesures MLA MESSENGER : MLA

Topographie : pôle N  5¡S

Altitudes / sphère (R = 2440 km) Pentes MESSENGER

Imagerie MESSENGER

Imagerie MESSENGER

Carte topographique globale : MLA et imagerie MESSENGER Anciennes plaines volcaniques

MLA + imagerie

Différents types de terrains Beagle Rupes

Cratère Rachmaninoff Cassini-Titan NASA-ESA 1997-2017 (+…)

Etude approfondie du système de Saturne

Instruments et principaux équipements Altimètre : SAR Ku (13.78 GHz) + radiom. Préc. ~ 100 m + alti. Titan et la mission Cassini-Huyghens

14 janvier 2005 Atmosphère : 95% N2 + méthane + éthane

?

Sol gelé : -180¡ mers / lacs d'hydrocarbures ? CASSINI : l’exploration de Titan

Lacs liquides

Cratère d’impact

Comme sur Terre : - brouillards, traces de précipitations, - érosions, abrasion mécanique, - réseaux de chenaux de drainage, - systèmes fluviaux, lacs asséchés, - paysages côtiers et chapelets d’îles… Vallées fluviales … mais H2O est remplacée par CH4 + autres hydrocarbures à la surface + cryo-volcanisme

Sotra Facula

Sol gelé : - 180¡ Rivières et eau (sous-terraine) en abondance (?) Innombrables galets de glace : 15 cm à 2 m Fly-bys et mesures altimétriques : topographie de Titan Fly-bys et mesures altimétriques : les pôles de Titan … et sans altimètre ?  restitution du relief à partir de l’imagerie seule

Exemple: DAWN

Mission Dawn (NASA) Exploration approfondie de Vesta et Cérès DAWN Vesta-Ceres

Missions orbitales d’un an autour de chacun Vesta des astéroïdes

Dawn-

?

Dawn- Ceres DAWN - Vesta Phases orbitales

Orbites ~ polaires

2 mois DAWN : Vesta Dawn Ð Vesta : forme globale

Approximée par ellipsoïde tri-axial 560 × 544 × 454 km3

Bassin Rheasilvia Pôle Sud

⇒ D = 3342 kg / m3 DAWN : Vesta

Variations de composition en surface

Vesta (astéroïde de type V) DAWN : Vesta Ð Imagerie haute résolution DAWN : Vesta Ð Imagerie haute résolution

DAWN - Vesta Topographie de Vesta à partir de l’imagerie

Modèle (DTM-V) : résolution : 30" (75 m) à 10’ ( ~1500 m) ⇒ grille moy. 1’ (150 m) précision : 20 m à 300 m Bassin d’impact Rheasilvia

Pôle Sud

Rheasilvia Diamètre : 500 km Plancher :13 km plus bas que les terrains avoisinants Bord : 4 à 12 km au-dessus Hauteur totale : 25 km Piton central : 18 km de haut … et sans altimètre ?  restitution du relief à partir de l’imagerie seule

Autre exemple: Mission Rosetta - comète CG

Comet 67P / Churyumov-Gerasimenko M E R C I