Cassini-Huygens

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Cassini-Huygens

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Vue d'artiste de l'insertion de la sonde Cassini-Huygens dans l'orbite de Saturne

Caractéristiques
Organisation NASA (Cassini), ESA, ASI
Domaine Étude du système de Saturne
Statut opérationnel
Lancement 15 octobre 1997 à 08:43 UTC
Lanceur Titan IV-Centaur
Fin de mission 2017
Durée 20 ans
Propulsion Ergols liquides
Delta-V ~2 km/s
Source énergie RTG
Puissance électrique 0,885 kW
Orbite Orbite saturnienne (depuis 2004)
Index NSSDC 1997-061A
Site saturn.jpl.nasa.gov
L'anneau A avec en son milieu la division de Cassini, la lune Mimas et l'anneau F à peine visible à l'extérieur.
Dioné, Saturne et ses anneaux photographiés par la sonde Cassini.

Cassini-Huygens est une mission d'exploration spatiale de la planète Saturne et ses lunes par une sonde spatiale développée par l'agence spatiale américaine de la NASA avec des participations importantes de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de l'Agence spatiale italienne (ASI). Lancé en octobre 1997 l'engin s'est placé en orbite autour de Saturne en 2004. En 2005 l'atterrisseur européen Huygens après s'être détaché de la sonde mère s'est posé à la surface de la lune Titan et a pu retransmettre des informations collectées durant la descente et après son atterrissage. L'orbiteur Cassini orbite depuis autour de Saturne et poursuit l'étude scientifique de la planète géante en profitant de ses passages à faible distance de ses satellites pour collecter des données détaillées sur ceux-ci. La mission d'une durée initiale de 4 ans a été prolongée à deux reprises  : de 2008 à 2010 (Equinox mission) et de 2010 à 2017 (Solstice Mission). Il est prévu que la sonde spatiale s'écrase sur la planète Saturne à l'issue de cette dernière phase.

Le principe d'une mission d'étude du système de Saturne émerge en 1982 à la fois dans les communautés scientifiques américaine et européenne. Après avoir travaillé sur des projets séparés, la NASA et l'Agence spatiale européenne lancent à la fin des années 1980 le développement d'une mission conjointe : la NASA développe l'orbiteur et l'ESA l'atterrisseur qui doit se poser sur Titan. Le projet frôle à plusieurs reprises l'annulation à la suite des difficultés budgétaires de la NASA. Des mouvements écologistes tentent d'interdire le lancement de la sonde spatiale à cause du plutonium embarqué pour alimenter en énergie la sonde spatiale. Finalement la sonde spatiale est lancée le 15 octobre 1997 par un lanceur lourd Titan IV-B.

Cassini-Huygens est une mission particulièrement ambitieuse et couteuse (3,26 milliards $) rattachée à ce titre au programme Flagship de la NASA. Avec une masse totale de 5,6 tonnes (dont 3,1 tonnes de carburant et 350 kg pour l'atterrisseur Huygens) il s'agit du plus gros engin spatial lancé vers les planètes externes. L'orbiteur Cassini embarque 12 instruments scientifiques dont un radar tandis que Huygens en emporte six. Cassini est stabilisé trois axes et son énergie est fournie par trois générateurs thermoélectriques à radioisotope utilisant du plutonium.

La mission Cassini-Huygens a rempli tous ses objectifs scientifiques en fournissant une moisson de données sur Saturne, sa magnétosphère, ses anneaux, Titan et les autres lunes de la planète géante. Les caméras de l'orbiteur ont également fourni certaines des plus belles images du système solaire. Cassini a notamment permis d'obtenir les premières images détaillées de Phœbé, d'analyser en détail la structure des anneaux de Saturne, d'étudier Titan de manière approfondie et de découvrir une dizaine de nouvelles lunes de Saturne de petite taille (moins de 10 km), portant le nombre total de satellites saturniens à 62 (nombre connu au 1ermai 2014). La sonde a permis également de découvrir de nouveaux anneaux de Saturne.

Sommaire

Contexte[modifier | modifier le code]

Saturne en vraies couleurs avec les lunes Tethys, Dione et Rhea photographiée par Voyager 2.

Les précurseurs : Pioneer 11 et les sondes Voyager[modifier | modifier le code]

Les premiers projets américains d'exploration de Saturne et son système (anneaux et lunes) par une sonde spatiale qui se placerait en orbite autour de la planète géante remontent aux débuts des années 1970. À cette époque Pioneer 11 est en route pour le premier survol de Saturne et les sondes du programme Voyager qui doivent suivre sa trace sont en cours de développement. En 1973 le Centre de recherche Ames de la NASA fait étudier le développement d'une mission vers Saturne réutilisant les technologies développées pour Pioneer Venus et la future sonde Galileo. Les autorités scientifiques[N 1] recommandent en 1975 l'envoi d'une sonde dédiée à l'étude de Saturne, ses anneaux et ses lunes, notamment Titan. Les observations depuis la Terre de cette lune, la deuxième du système solaire par la taille après Ganymède, ont permis de détecter la présence d'une atmosphère dans laquelle se trouvent des traces de méthane et sans doute d'hydrocarbures complexes qui la font ressembler à la Terre primitive. Le centre Ames commande une étude pour un engin d'exploration de Titan. Plusieurs types d'engins spatiaux sont envisagés car on sait peu de choses des caractéristiques de l'atmosphère et en particulier de sa densité. En 1976 le centre JPL de la NASA envisage dans le cadre de son programme Purple Pigeons l'envoi simultané d'un engin qui doit se poser en douceur à la surface de Titan et d'une sonde qui doit se mettre en orbite autour de Saturne préfiguration de la mission Cassini Huygens. Cet ensemble doit être lancé depuis la Navette spatiale américaine avec un étage Centaur chargé de lui donner l'impulsion lui permettant d'atteindre la planète Saturne. Pour la conception de l'atterrisseur on envisage une atmosphère dont la densité est comprise entre 20 et 100 % de l'atmosphère terrestre et un atterrissage à la surface de lacs d'hydrocarbures. Le survol du système de Saturne par Voyager 1 (1980) et Voyager 2 (1981) augmentent l'intérêt d'une mission dédiée à l'exploration de la planète géante. En ce qui concerne Titan, un des principaux objectifs du programme Voyager, les informations recueillies sont limitées car la surface de la lune est entièrement masquée par une épaisse couche de nuages. Seul un radar ou un atterrisseur pourraient percer cet obstacle. Par ailleurs le survol du système saturnien par les sondes Voyager s'est fait à grande vitesse (30 km/s) et dans ces conditions le recueil des données a été limité par la durée de la traversée du système saturnien soit une quinzaine de jours et a été largement tributaire de la trajectoire suivie. La NASA étudie dans ce contexte le lancement d'une sonde spatiale dérivée de Galileo et emportant deux engins chargés d'étudier les atmosphères de Saturne et Titan[1].

Genèse du projet (1980-1989)[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste de la sonde “Saturn Orbiter/Titan Probe” (SOTP) étudiée en 1988

Au début des années 1980, Daniel Gautier de l'Observatoire de Meudon et Wing-Huan Ip de l'institut Max Planck suggèrent de développer un partenariat entre l'Europe et les États-Unis pour l'exploration de Saturne en reprenant le modèle de la mission germano-américaine Galileo. Avec 27 autres chercheurs européens, les deux hommes proposent en 1982 un projet qu'ils baptisent Cassini, en réponse à un appel à candidatures de l'Agence spatiale européenne. L'Europe doit développer l'orbiteur tandis que la NASA est chargée de la mise au point de l'atterrisseur car elle seule dispose de l'expertise nécessaire. Des contacts sont pris avec les chercheurs américains par l'intermédiaire de Tobias Owen de l'université de Hawaï. À la même époque le rapport du Comité d'exploration du système solaire de la NASA (Solar System Exploration Committee) qui fixe les objectifs de la NASA pour la décennie à venir recommande le développement de quatre missions : Venus Radar Mapper, Mars Geoscience/Climatology Orbiter, Comet RendezVous/Asteroid Flyby (CRAF) et un orbiteur chargé d'étudier Saturne. La même année la Fondation européenne de la science et la National Academy of Sciences américaine créent ensemble en 1982 un groupe de travail pour définir des projets d'exploration du système solaire communs. Ce groupe recommande le développement d'une mission d'exploration du système de Saturne comportant à la fois un orbiteur et un atterrisseur reprenant ainsi la proposition Cassini. L'orbiteur doit réutiliser la plateforme très sophistiquée en cours de développement pour la sonde Galileo qui permet l'emport d'un atterrisseur et la collecte de nombreuses informations scientifiques. Il est prévu que l'ESA développe l'atterrisseur tandis que la NASA fournit l'orbiteur. Dans ses études la NASA choisit toutefois pour des raisons de cout de développer une plateforme plus simple, baptisée Mariner Mark II dérivée des engins du programme Mariner. Il est prévu que celle-ci soit d'abord mise en œuvre par la mission CRAF puis par la mission vers Saturne. La prise d'une décision est toutefois repoussée à la fin de la décennie. De 1984 à 1985 la NASA et l'ESA mènent des études de faisabilité techniques sur le projet. En 1986 le rapport décennal d'exploration du système solaire publié par les instances académiques américaines (National Academy of Sciences) place en tête des priorités l'exploration de Saturne et de son système. L'ESA continuait seule les études sur le projet en 1986, alors qu'en 1987, l'astronaute Sally Ride défend l'idée d'un projet commun entre la NASA et l'ESA dans un rapport rendu sur le sujet[2].

L'agence spatiale européenne est la première à franchir le pas en sélectionnant le 25 novembre 1988 dans le cadre son programme scientifique Horizon 2000 l'atterrisseur Huygens chargé de se poser sur Titan parmi quatre propositions. La NASA inclut la même année dans son budget un projet groupant l'orbiteur Cassini et la sonde spatiale CRAFT qui utilisent la même plateforme mais n'obtient un feu vert financier qu'en novembre 1989 avec un budget inférieur à sa demande. Selon les premiers plans la mission devait être lancée initialement en 1994 par la Navette spatiale américaine. Mais à la suite de l'accident de la navette Challenger qui interdit l'emport de l'étage Centaur G, il faut se rabattre sur le lanceur militaire Titan IV. Trois fenêtres de lancement en décembre 1995, avril 1996 et 1997[N 2] sont identifiées et celle de 1996 est retenue. Il est prévu que la sonde spatiale ait recourt à l'assistance gravitationnelle de Vénus, la Terre et Jupiter, qu'elle effectue un survol à faible distance de l'astéroïde (66) Maja et qu'elle arrive dans le système de Saturne en 2002. La charge utile est sélectionnée simultanément en septembre 1990 par les deux agences spatiales. Il est prévu que les opérations de l'orbiteur Cassini soient contrôlées par le centre JPL de la NASA tandis que Huygens doit être piloté depuis le centre de l'ESA situé à Darmstadt. Le bus Mariner Mark II utilisé par l'orbiteur Cassini doit comporter un module orientable permettant de pointer les instruments de télédétection et un deuxième module en rotation constante pour les instruments de mesure des champs et particules[3].

Conception et construction de la sonde spatiale (1990-1997)[modifier | modifier le code]

Une première modification des plans initiaux est apportée en 1991 : le lancement est avancé en 1995. La sonde spatiale durant son transit doit utiliser l'assistance gravitationnelle à deux reprises (Vénus puis la Terre) et survoler l'astéroïde [302) Clarissa. Mais ces plans sont rapidement bouleversés par les coupures budgétaires que subit la NASA qui repoussent le lancement à 1997. Quelques mois plus tard le développement de la mission jumelle CRAFT mené conjointement par la NASA et l'agence spatiale allemande est annulé pour permettre au projet Cassini de survivre. Mais le développement de la plateforme commune Mariner Mark II, qui ne se justifie plus dans ce nouveau contexte, ne survit pas à cette annulation. En 1992 pour faire face à l'escalade des couts du projet le concept des modules scientifiques orientables est abandonné et l'antenne grand gain est rendue fixe ce qui permet d'économiser 250 millions $ au prix d'une sérieuse dégradation des capacités de la sonde spatiale. Celle-ci ne peut plus à la fois recueillir des données scientifiques et les transmettre en temps réel vers la Terre. Dans la nouvelle configuration le transfert de données comme l'utilisation de certains instruments nécessite la réorientation de la sonde spatiale toute entière. La vitesse de rotation de l'orbiteur étant 18 fois plus faible que celle envisagée pour les modules orientables, ces changements réduisent fortement la souplesse opérationnelle de Cassini. Pour étaler les couts la sonde doit être lancée avec des logiciels incomplets dont le développement doit se poursuivre durant le voyage vers Saturne. Dans ces conditions il n'est plus prévu d'effectuer de survol d'astéroïde durant le transit. Pour réduire encore les couts un accord est conclu entre la NASA et l'Agence spatiale italienne (l'ASI) pour que cette dernière prenne en charge le développement d'une partie du système de télécommunications, du radar et du spectromètre en lumière visible et infrarouge de l'orbiteur. En 1994 la NASA, de nouveau placée sous la pression budgétaire, envisage l'annulation du projet. L'administrateur de la NASA Daniel Goldin vient de lancer son programme de missions interplanétaires à bas cout avec le slogan Better, Cheaper, Faster qu'il oppose à l'approche des missions complexes, couteuses et à développement lent dont Cassini[N 3] lui semble un parfait représentant. L'ESA, qui a déjà investi beaucoup d'argent dans le projet, adresse directement une lettre par l'intermédiaire de son directeur Jean-Marie Luton au vice-président des États-Unis Al Gore pour l'alerter sur les risques que comporteraient l'annulation de Cassini pour les projets scientifiques conjoints entre l'Europe et les États-Unis en soulignant une fois de plus le manque de fiabilité du partenaire américain. Cette pression exercée par l'agence spatiale européenne contribue à repousser l'annulation cette année-là ainsi qu'une nouvelle tentative du Congrès en 1995. D'autres mesures d'économie sont prises : l'antenne dédiée qui devait être utilisée par l'orbiteur pour relayer les émissions radio de Huyguens est abandonnée et les pièces détachées du programme Voyager fournissent la caméra grand angle. A contrario, comme la production du type de plutonium utilisée par les RTG avait été abandonnée faute d'application, il faut relancer à grands frais la chaine de fabrication pour fournir le combustible nécessaire à la mission[4].

Finalement le budget total de la mission est évalué à 3,27 milliards de dollars américains. La contribution de la NASA est de 2,6 milliards tandis que l'ESA participe à hauteur de 500 millions et l'ASI pour 160 millions. Le cout de la mission se ventile de la manière suivante[5] :

  • 1,422 milliard pour le développement de l'orbiteur Cassini et de l'atterrisseur Huygens ;
  • 710 millions pour la mission en elle-même ;
  • 422 millions pour le lanceur Titan IV et les opérations de lancement ;
  • 54 millions pour les opérations de télécommunications prises en charge par le réseau d'antennes de la NASA Deep Space Network

La sonde spatiale porte le nom de deux astronomes ayant joué un rôle majeur dans l'étude du système de Saturne : Giovanni Domenico Cassini, astronome français, né dans le comté de Nice (état de Savoie), du XVIIe siècle qui a découvert 4 satellites et la division de l'anneau de Saturne et Christian Huygens, astronome néerlandais du même siècle, qui a découvert Titan[6].

Polémique sur les RTG[modifier | modifier le code]

Le générateur thermoélectrique à radio-isotope (RTG), la source d'énergie de Cassini

Comme la sonde évolue très loin du Soleil, il n'était pas envisageable d'utiliser des panneaux solaires pour fournir l'énergie nécessaire à la sonde[7]. C'est pourquoi elle embarque trois GPHS-RTG : ces modèles de générateur thermoélectrique à radioisotope produisent de l'électricité directement à partir de la chaleur produite par la désintégration naturelle du plutonium 238. Les RTG ont une durée de vie qui dépasse de beaucoup les 11 ans de la mission. La sonde Cassini-Huygens embarque 32,8 kg de plutonium (essentiellement du 238Pu, très radioactif), ce qui a provoqué une controverse avec des écologistes, des physiciens et d'anciens membres de la NASA. Concernant les risques de contamination, les estimations officielles étaient les suivantes : la probabilité d'une fuite de plutonium durant les trois premières minutes et demie était de 1 sur 1 400, d'une fuite durant la montée de la fusée de 1 sur 476, de contamination terrestre ultérieure inférieure à 1 sur un million, avec un risque de 120 morts sur 50 ans si un tel événement se produisait. De nombreux observateurs donnaient d'autres estimations. Par exemple, le physicien Michio Kaku prévoyait 200 000 morts si le plutonium contaminait une zone urbanisée, à cause de la dispersion atmosphérique, même si la trajectoire de lancement avait été prévue de manière à passer loin des grandes métropoles et si le RTG est conçu de manière à diminuer les risques de dispersion du plutonium en cas de défaillance du lanceur. De même, un risque supplémentaire provenait du second passage à proximité de la Terre le 18 août 1999. La NASA a publié des informations se voulant exhaustives et rassurantes quant aux risques liés au générateur RTG[8].

Objectifs de la mission[modifier | modifier le code]

Lorsque la mission Cassini-Huygens est développée, trois sondes spatiales - Pioneer 11, Voyager 1 et Voyager 2 - ont déjà étudié Saturne. Elles ont fourni beaucoup d'informations et ont permis de découvrir l'importance scientifique de Titan. Mais leur bref survol n'a fourni qu'un aperçu de la complexité du monde saturnien. Une étude en profondeur reste à faire. Aussi les objectifs fixés à la mission Cassini-Huygens sont nombreux. Ils portent à la fois sur chacun des types de corps célestes présents dans le système saturnien - Saturne, ses anneaux, Titan, les lunes glacées de Saturne et la magnétosphère de la planète géante - et sur les interactions entre ces différents composants[9]

Le système de Saturne : lunes et anneaux.
Chronologie de la mission[10], [11]
Date Événement
1997
15 octobre
Lancement de la sonde spatiale à 8h43 UTC
1997

-

2004
Transit vers Saturne
2004

-

2008
11 juin

-

30 juin
Mission primaire
2008

-

2010
31 juin
-

septembre
Première extension : Equinox mission
2010

-

2017
septembre
-

septembre
Deuxième extension : Solstice mission
Titan

Titan est le sujet principal de la mission. Il doit être étudié à la fois par l'atterrisseur Huygens et l'orbiteur Cassini. Les objectifs scientifiques le concernant sont[9] :

  • Déterminer la composition de l'atmosphère de Titan y compris les gaz nobles et les isotopes des composants les plus fréquents. Déterminer des scénarios de formation et d'évolution de Titan et de son atmosphère.
  • Déterminer la distribution verticale et horizontale des gaz présents à l'état de trace; rechercher les molécules organiques complexes ; déterminer les sources d'énergie utilisées par la chimie atmosphérique ; modéliser la photochimie de la stratosphère ; étudier la formation et la composition des aérosols.
  • Mesurer les vents et les températures globales ; étudier la physique des nuages, la circulation atmosphérique générale et l'impact des saisons sur l'atmosphère ; rechercher les décharges des éclairs
  • Étudier l'atmosphère supérieure de Titan, son ionisation et son rôle dans la production des particules neutres et ionisées de la magnétosphère.
Magnétosphère de Saturne
  • Déterminer la configuration du champ magnétique de Saturne et sa relation avec la modulation de l'onde radio kilométrique de Saturne.
  • Déterminer les systèmes de courant, la composition, les sources et les puits des particules chargées de la magnétosphère
  • Étudier les interactions ondes-particules et la dynamique de la magnétosphère côté jour et de la queue magnétique de Saturne ainsi que ses interactions avec le vent solaire, les lunes et les anneaux
  • Étudier l'effet des interactions de l'atmosphère de Titan avec le vent solaire et le plasma de la magnétosphère
  • Étudier les interactions de l'atmosphère de Titan et de l'exosphère avec le plasma environnant.
Anneaux de Saturne

Depuis la découverte des anneaux de Saturne ceux-ci constituent un des objets les plus étudiés du système solaire.

  • Étudier la configuration des anneaux et les processus dynamiques (gravitation, viscosité, érosion, électromagnétisme) responsables de leur structure
  • Cartographier la composition et la distribution par taille des matériaux composant les anneaux
  • Déterminer les relations entre anneaux et les lunes de Saturne
  • Déterminer la concentration de la poussière et des météorites au voisinage des anneaux
  • Étudier les interactions entre les anneaux, la magnétosphère de Saturne, l'ionosphère et l'atmosphère
Lunes de Saturne
  • déterminer les caractéristiques générales des lunes et leur histoire géologique ;
  • déterminer les mécanismes internes et externes à l'origine des modifications de la croute et de la surface
  • Étudier la composition et la distribution des matériaux en surface en particulier des matériaux sombres, riches en matériau organique et les volatiles condensés ayant une température de fusion peu élevée
  • Mesurer les caractéristiques ayant un rôle dans la structure interne et la composition des lunes
  • Étudier les interactions avec la magnétosphère, les anneaux et les injections de gaz dans la magnétosphère
Saturne
  • Mesurer les températures, les propriétés des nuages et la composition de l'atmosphère de Saturne
  • Réaliser des mesures globales des vents ; étudier les propriétés synoptiques des nuages et les processus en jeu
  • Déterminer la structure interne et la vitesse de rotation de l'atmosphère profonde
  • Étudier les variations diurnes et le contrôle magnétique de l'ionosphère de Saturne
  • Obtenir les contraintes découlant des observations (composition des gaz, ratios des isotopes, flux thermique…) qui jouent un rôle dans les scénarios de formation et d'évolution de Saturne
  • Étudier l'origine et la structure des éclairs de Saturne.

Caractéristiques techniques de l'orbiteur Cassini[modifier | modifier le code]

Cassini en cours d'assemblage.
Article détaillé : Cassini (sonde spatiale).

Pesant 5 712 kg[12] au lancement, soit le double de la sonde Galileo qui tourna autour de Jupiter (1995-2003), elle est composée de deux modules :

  • L'orbiteur Cassini (sonde spatiale) chargé de l'étude du système planétaire de Saturne et équipé au total de 12 instruments scientifiques;
  • l'atterrisseur Huygens chargé d'une in situ de Titan, le plus gros satellite de Saturne et qui doit à cette fin se poser sur son sol.

L'orbiteur Cassini[13] est développé par le centre spatial JPL de la NASA avec une participation de l'ESA pour le module PSE (Probe Support Equipment) servant de relais avec Huygens et de l'ASI pour l'antenne de communication à grand gain. La sonde spatiale mesure plus de 6,7 m de haut pour 4 m de large. La sonde spatiale est constituée d'un empilement de 4 compartiments. De haut en bas on trouve l'antenne grand gain de 4 mètres de diamètre, le module d'équipement supérieur, le module de propulsion et le module d'équipement inférieur. À cet ensemble sont attachés sur les côtés une palette regroupant les instruments scientifiques de télédétection (caméras…), une palette regroupant les instruments scientifiques dédiés à l'étude des champs et des particules et l'atterrisseur Huygens. Une bôme de 11 mètres supportant les capteurs du magnétomètre et trois antennes permettant l'étude du plasma sont déployées en orbite perpendiculairement à l'axe de la sonde spatiale[14].

La masse à vide de Cassini est de 2 125 kg à laquelle s'ajoutent 3 627 kg de carburant ainsi que la sonde Huygens (350 kg). Le carburant est utilisé pour les corrections de trajectoire durant le transit vers Saturne et les modifications d'orbite durant sa mission dans le système saturnien afin d'optimiser les survols au-dessus des lunes. La majorité de la masse de carburant est utilisée pour insérer la sonde spatiale en orbite autour de Saturne[15]. L'orbiteur porte le nom de l'astronome Giovanni Domenico Cassini, qui a étudié les anneaux de Saturne en détail et découvert certaines des principales lunes de la planète géante (Japet, Rhéa, Téthys et Dioné).

Propulsion[modifier | modifier le code]

La propulsion principale est assurée par deux moteurs-fusées à ergols liquides ayant une poussée fixe et non orientable d'environ 445 Newtons. Ces propulseurs réallumables brulent un mélange d'hydrazine et de peroxyde d'azote qui sont mis sous pression avec de l'hélium[16].

Système de contrôle d'attitude[modifier | modifier le code]

La sonde est stabilisée 3 axes durant toutes les phases de la mission. Le système de contrôle d'attitude est chargé de maintenir l'orientation de la sonde spatiale. Pratiquement tous les équipements de l'orbiteur étant fixes, il revient à ce système d'assurer le pointage de ceux-ci vers leurs cibles. Ceci inclut notamment le pointage des antennes vers la Terre pour les sessions de télécommunications, l'utilisation de l'antenne grand gain en tant qu'émetteur/récepteur radar ou pour les séances de radio-science, l'orientation de l'axe optique des instruments de télédétection (caméras…) vers l'objet visé et le maintien de l'orientation lorsque les propulseurs principaux sont mis en marche. Le contrôle de l'orientation est effectué principalement à l'aide de viseurs d'étoiles, capteurs de Soleil et centrale à inertie qui sont tous présents à deux exemplaires pour pouvoir faire face à une panne. Les modifications d'orientation sont effectuées à l'aide de quatre roues de réaction dont une de secours et quatre groupes de quatre petits propulseurs mono-ergols brulant de l'hydrazine[17].

Énergie[modifier | modifier le code]

Trois générateurs thermoélectriques à radioisotope fournissent l'énergie électrique en convertissant la chaleur produite par la radioactivité du plutonium en électricité. Ce système rend le satellite indépendant de l'éclairage solaire qui est cent fois plus faible au niveau de l'orbite de Saturne qu'en orbite terrestre. Les trois RTG fournissent ensemble 885 Watts en début de mission et 630 Watts à l'issue de la mission nominale en 2008. L'électricité est distribuée sous la forme d'un courant continu à 30 Volts [18].

Télécommunications[modifier | modifier le code]

Pour les télécommunications avec la Terre, Cassini utilise trois antennes différentes : 1 antenne à grand gain fixe de 4 mètres de diamètre et 2 antennes à faible gain. Le signal met entre 68 à 84 minutes à parvenir jusqu'à la Terre en fonction de la position de Saturne sur son orbite. Les télécommunications se font en bande X (8,4 Ghz en émission, 7,2 Ghz en réception) avec une puissance d'émission de 20 Watts[19].

Instrumentation scientifique[modifier | modifier le code]

Le schéma suivant montre l'emplacement des différents instruments scientifiques de l'orbiteur Cassini à l'exception du détecteur de poussière cosmique et du boitier de radio science qui se trouvent sur la face non visible de la sonde spatiale.

Les instruments scientifiques et les principaux équipements de l'orbiteur Cassini
Instruments de la sonde Cassini. Equipements.
1 Magnétomètre MAG, 2 Spectromètre visible et infrarouge VIMS, 3 Analyseur plasma et ondes radios RPWS, 4 Caméras ISS, 5 Spectromètre infrarouge CIRS
6 Spectrographe ultraviolet UVIS7 Imageur magnétosphère MIMI 8 Spectromètre plasma CAPS 9 Spectromètre de masse ion et atomes neutres INMS ,10 Radar
Le spectromètre de masse INMS.

L'orbiteur Cassini embarque dix instruments. Quatre d'entre eux sont des instruments de télédétection, c'est-à-dire d'observation à distance. Tous ceux-ci sont fixés sur une platine non mobile et leurs axes optiques sont co-alignés. Pour viser un point donné, tout le satellite doit être réorienté[20]. Ces instruments sont :

  • ISS (Imaging Science Subsystem) est une caméra fonctionnant dans le visible, le proche ultraviolet et le proche infrarouge[21].
  • UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph) est un spectrographe permettant l'analyse en ultraviolet des atmosphères et des anneaux afin d'en étudier les structures, la chimie et la composition[22].
  • VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) est un spectromètre chargé d'identifier les compositions chimiques des surfaces, atmosphères et anneaux de Saturne et de ses lunes par la mesure des couleurs émises ou réfléchies en lumière visible et dans le proche-infrarouge[23].
  • CIRS (Composite Infrared Spectrometer) est un spectromètre infrarouge qui mesure le rayonnement infrarouge des surfaces, des atmosphères de Saturne et de ses satellites naturels ainsi que de ses anneaux pour étudier leur température et leur composition[24].

Six autres instruments sont consacrés à l'étude des champs et particules et effectuent leurs mesures in situ c'est-à-dire dans l'environnement entourant leurs capteurs. Ils sont montés sur différents emplacements. CAPS, INMS et deux des capteurs de MIMI sont placés sur la même platine fixe. L'instrument MIMI est monté sur la même platine que les instruments de télédétection et son axe de visée est aligné sur celui-de ces instruments[25]. Ces instruments sont :

  • CAPS (Cassini Plasma Spectrometer) est un spectromètre qui permet l'étude du plasma (gaz fortement ionisé) à proximité ou à l'intérieur du champ magnétique de Saturne[26].
  • CDA (Cosmic Dust Analyser) est un instrument d'analyse de la glace et des grains de poussière situés dans le système de Saturne à proximité de la sonde spatiale[27].
  • INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) est un spectromètre de masse qui permet l'analyse des particules neutres et chargées à proximité de Titan, Saturne et de ses lunes pour mieux connaître l'étendue de leurs atmosphères et ionosphères[28].
  • MAG (Dual-Technique Magnetometer) est un magnétomètre utilisé pour étudier le champ magnétique de Saturne et ses interactions avec le vent solaire, les anneaux et les lunes de Saturne[29].
  • RPWS (Radio and Plasma Wave Spectrometer) analyse les ondes plasma générées par le vent solaire, les émissions naturelles d'ondes radio et la poussière[30].
  • MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) est un instrument chargé de cartographier la magnétosphère de Saturne et de mesurer les interactions entre la magnétosphère et le vent solaire[31]

Cassini embarque par ailleurs :

  • Un radar pour cartographier la surface de Titan qui a la capacité de percer le voile nuageux. Il est aussi utilisé pour mesurer les hauteurs des éléments de la surface[32].
  • RS (Radio Science Subsystem) est une expérience de radioscience qui utilise l'oscillateur ultrastable de l'émetteur radio pour analyser l'atmosphère de Titan et de Saturne, la structure et la composition des anneaux et pour mesurer le champ de gravité de Saturne et de ses lunes par analyse de l'effet Doppler[33].

L'atterrisseur Huygens[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Huygens (sonde spatiale).
Bouclier arrière de la sonde Huygens.

Cassini sert également au transport de Huygens[34], un module d'exploration de 318 kilogrammes destiné à pénétrer dans l'atmosphère de Titan, la plus grosse lune de Saturne et, après Ganymède, la deuxième plus grosse lune du système solaire, dont la composition comprend des hydrocarbures et autres molécules à l'origine de la vie. Le module, réalisé par l'ESA, a été baptisé d'après l'astronome Christian Huygens, qui a découvert le satellite en 1655.

Huygens est composé de deux sous-ensembles : le module de rentrée atmosphérique (Entry Assembly ou ENA) et le module de descente (Descent Module ou DM). Le premier assure le transport du second depuis la séparation de Cassini jusqu'à Titan, sert de protection thermique durant la rentrée dans l'atmosphère de Titan, et ralentit la sonde à l'aide de ses parachutes avant de libérer le module de descente. Ce dernier contient toute l'instrumentation scientifique ainsi que ses propres parachutes pour la phase finale de la descente et le système de contrôle d'orientation de la sonde.

Instruments et équipements à l'intérieur de l'atterrisseur.

L'instrumentation de Huygens[35] située dans le module de descente comprend les instruments suivants :

  • HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument) est un ensemble d’instruments chargé d'étudier les propriétés physiques et électriques de l’atmosphère de Titan et la détection d’éventuels éclairs d’orage[36].
  • DWE (Doppler Wind Experiment) est un système de mesure de l’effet Doppler pour l’étude des vents dans l’atmosphère de Titan et la reconstitution de la trajectoire suivie par Huygens durant sa descente[37].
  • DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) est un imageur - spectromètre pour la mesure de la composition chimique atmosphérique, l’étude de la structure des nuages et la réalisation de photographies de la surface[38].
  • ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser) est un système de pyrolyse qui doit permettre l’étude de la composition chimique des aérosols de l’atmosphère de Titan[39].
  • GCMS (Gas Chromatograph and Mass Spectrometer) est un chromatographe et d’un spectromètre pour l’analyse des constituants atmosphériques, leur répartition en fonction de l’altitude et leur mode de formation[40].
  • SSP (Surface Science Package) est un ensemble de senseurs pour la caractérisation de l’état et de la composition du site d’atterrissage de Huygens[41].

Déroulement de la mission[modifier | modifier le code]

Le lancement[modifier | modifier le code]

Lancement de la sonde Cassini-Huygens le 15 octobre 1997 à Cap Canaveral par la fusée Titan-IVB/Centaur.

La fusée Titan-IVB/Centaur choisie pour lancer la sonde spatiale est le plus puissant des lanceurs existants. La version Titan IV B n'a jusque là volé qu'une seule fois en avril 1997 pour placer en orbite un satellite militaire américain. L'utilisation d'un étage Centaur sur cette version est complètement inédite. D'un cout particulièrement élevé (422 millions $ à l'époque) cette fusée ne sera plus jamais utilisée pour lancer une sonde spatiale. Huygens et Cassini arrivent à la base de lancement de Cap Canaveral en avril et mai 1997 pour un dernier test avant d'être assemblé avec leur lanceur[42].

Il était impératif de lancer Cassini-Huygens durant la fenêtre de tir allant du 6 octobre au 15 novembre 1997 car c'était la dernière à permettre à la sonde spatiale de bénéficier d'une assistance gravitationnelle de Jupiter. Les solutions de tir suivantes faisaient arriver la sonde spatiale dans le système de Saturne en 2009 au lieu de 2004. Un mois avant l'ouverture de la fenêtre, une installation de climatisation défectueuse endommage la protection thermique de la sonde Huygens. Il faut démonter la sonde spatiale déjà installée sur son lanceur en place sur sa rampe de lancement, remplacer le revêtement endommagé et replacer la sonde sous la coiffe. Toutes ces tâches ne peuvent être achevées que le 13 octobre. Après un dernier incident du à un problème d'ordinateur qui repousse de deux jours le lancement, la fusée s'élance depuis le pas de tir n° 40 de Cap Canaveral le 15 octobre 1997 à 8h43 Temps Universel (4h43 en heure locale). L'étage Centaur place la sonde spatiale sur une orbite de parking puis, 19 minutes plus tard, est rallumé durant 7 minutes 15 secondes pour placer Cassini-Huygens sur une orbite héliocentrique. Le tir est presque parfait et ne nécessite qu'une correction minime de 2,7 m/s effectuée le 9 novembre[42].

Assistance gravitationnelle des planètes internes (1997-1999)[modifier | modifier le code]

Malgré la puissance de son lanceur, Cassin-Huygens ne peut pas parvenir sur sa seule lancée jusqu'à Saturne. Pour y parvenir il aurait été nécessaire que la fusée Titan puisse accélérer la sonde spatiale à une vitesse de 15,1 km/s or compte tenu de la masse de celle-ci, le lanceur n'a pu lui communiquer qu'une vitesse de 12,4 km/s. Les concepteurs de la mission ont donc prévu d'obtenir la vitesse manquante en utilisant l'assistance gravitationnelle de Vénus (deux fois), de la Terre. Une dernière assistance gravitationnelle de Jupiter est utilisée pour raccourcir la durée du voyage. La sonde spatiale se dirige d'abord vers Vénus. Comme elle se rapproche du Soleil la vaste parabole de l'antenne grand gain est interposée entre l'astre et le corps de l'engin spatial pour limiter l'échauffement. Le 27 avril 1998 Cassini frôle la planète en passant à 287 km de la surface ce qui lui permet d'infléchir sa trajectoire de 70°, 'accélère de 3,7 km/s (dans le référentiel héliocentrique) et la place sur une orbite dont l'apogée se situe au-delà de Mars. Le 3 décembre 1998 la propulsion principale est utilisée pour effectuer une importante correction de vitesse (et donc de trajectoire) de 452 m/s qui ramène la sonde spatiale pour la deuxième fois au-dessus de Vénus le 24 juin 1999 à 603 km d'altitude. Avec l'accélération obtenue (3,1 km/s dans le référentiel héliocentrique) la sonde spatiale survole la Terre seulement 56 jours plus tard à une altitude de 1166 km le 18 août 1999. L'assistance gravitationnelle liée à ce survol procure à son tour une accélération supplémentaire de 4,1 km/s et porte la vitesse de la sonde spatiale à 19,1 km/s ce qui lui permet désormais d'atteindre Saturne. Faute de budget tous les survols de Vénus sont effectués sans aucune investigation scientifique. Les instruments sont utilisés pour des opérations de calibrage durant le survol de la Terre et son passage près de la Lune. Le 1er décembre 1999 l'orientation de la sonde spatiale est modifiée de manière à ce que l'antenne grand gain soit pointée vers la Terre : compte tenu de l'éloignement du Soleil il n'est plus nécessaire qu'elle s'interpose entre le Soleil et le corps de la sonde spatiale. Le 23 janvier 2000 la sonde spatiale passe à 1,5 millions de kilomètres de l'astéroïde (2685) Masursky. Ce sera le seul astéroïde survolé par Cassini durant son transit vers Saturne et l'éloignement est tel que Masursky n'apparait comme un simple point sur la photo prise avec le téléobjectif de Cassini[43],[44].

Transit de Cassini-Huygens vers Saturne.

L'anomalie du système de télécommunication de Huygens[modifier | modifier le code]

En février 2000 des tests de performance réalistes simulant les liaisons radio entre Huygens et Cassini mises en œuvre durant la descente vers le sol de Titan, détectent que, dans ces conditions, 90 % des données émises par Huygens sont perdues. Une investigation menée par une commission comportant des représentants de l'ESA, de la NASA et des industriels concernés - Alenia Spazio en tant que concepteur du système de télécommunications et Alcatel ex-Aerospatiale en tant qu'intégrateur - permet de déterminer que les changements intervenus dans la conception de Cassini ont induit un certain flou dans le cahier des charges du système de télécommunications de Huygens. Il en résulte que les données sont transmises par Huygens dans une plage de fréquence située pratiquement à l'extérieur des capacités du récepteur de Cassini après application de l'effet Doppler induit par les mouvement relatifs des deux engins spatiaux. Pour contourner cette anomalie une modification majeure de la trajectoire de l'orbiteur et du scénario de séparation des deux engins est décidée en juillet 2001. Pour limiter l'effet Doppler la distance entre l'orbiteur et l'atterrisseur au moment de l'arrivée de ce dernier sur Titan est portée de 1 200 km à 65 000 km ce qui diminue fortement la vitesse relative d'un engin par rapport à l'autre. Mais pour obtenir ce résultat il est nécessaire de réduire la première orbite autour de Saturne de 148 à 116 jours ce qui diminue d'un quart à un tiers la quantité d'ergols disponible pour la suite de la mission. Celle-ci s'en trouve potentiellement raccourcie de 8 à 10 mois[45].

Le survol de Jupiter (décembre 2000)[modifier | modifier le code]

Trajectoire arrivée Cassini dans le système de Saturne.

Les premières véritables données scientifiques de la mission sont recueillies lors du survol de Jupiter. Celui-ci a pu être programmé grâce à une conjonction exceptionnelle des deux planètes géantes qui ne se reproduit que tous les 19,88 ans. Ce survol a été planifié principalement pour permettre à la sonde spatiale de bénéficier de l'assistance gravitationnelle de la planète géante et de regagner ainsi 2,1 km/s faisant passer sa vitesse à 11,6 km/s à la sortie du système de Jupiter[N 4]. Le gain obtenu permet de réduire de 2 ans la durée du voyage vers Saturne. La sonde passe à relativement grande distance de Jupiter — 9,72 millions de km — pour que l'accélération obtenue ne soit pas trop importante ce qui aurait nécessité une plus grande quantité de carburant pour freiner la sonde spatiale et la placer en orbite autour de Saturne. Le volet scientifique de ce survol comprend l'étude de la magnétosphère de la planète ainsi que des particules et des champs électrique et magnétique de manière conjointe avec la sonde Galileo en orbite autour de Jupiter depuis 1996. Cassini doit également prendre des photos de la planète (celle-ci remplit le champ de la caméra à partir d'une distance de 23,3 millions de km) pour permettre l'étude de son atmosphère. La sonde spatiale débute officiellement sa campagne d'observation le 1er octobre 2000 en effectuant une première photo de la planète géante alors que celle-ci se trouve encore à 84,4 millions de km. Mais le 15 décembre 2000 une des roues de réaction assurant le contrôle d'orientation de la sonde spatiale montre des signes de frottement anormaux. Le logiciel embarqué qui supervise le fonctionnement de la sonde confie immédiatement le contrôle d'orientation aux petits propulseurs RCS brûlant de l'hydrazine. L'incident n'est détecté par les ingénieurs de la NASA que deux jours plus tard. Les instruments nécessitant des corrections permanentes de l'orientation tels que les caméras sont arrêtés pour limiter la consommation de carburant. Seuls restent en fonctionnement les instruments de mesure in situ. Le 18 aout 2000 Cassini passe à 4,42 millions de km d'Himalia, une des lunes de Jupiter mais compte tenu des mesures prises peu d'informations sont recueillies. Les ingénieurs de la NASA parviennent à déterminer que le problème de friction est du à une mauvaise lubrification lorsque la roue de réaction tourne à faible vitesse sur de longues périodes mais que le problème disparait lorsque la roue atteint une vitesse de rotation importante. Le fonctionnement de la sonde et de ses instruments retourne à la normale le 28 décembre soit 2 jours avant que Cassini passe au plus près de Jupiter. Mais les observations des lunes et des anneaux programmées principalement durant cette interruption ne peuvent être menées à bien. Le 30 décembre 2000 Cassini passe au plus près de la planète géante qui est alors distante de 9,72 millions de km. La sonde réalise une suite continue de photos de l'atmosphère de Jupiter sur une période exceptionnellement longue qui permet d'observer le comportement dynamique de celle-ci. La campagne d'observation de Jupiter s'achève le 22 mars 2001[46],[43],[47].

L'insertion en orbite autour de Saturne (1 juillet 2004)[modifier | modifier le code]

Sur Terre, depuis le départ de Cassini, de nombreuses observations du système de Saturne ont été effectuées à l'aide du télescope spatial Hubble, du radiotélescope d'Arecibo et des télescopes optiques terrestres les plus puissants désormais équipés d'optique adaptative. Les résultats ont permis de découvrir de nombreux satellites irréguliers de Saturne. La présence de mers d'hydrocarbure à la surface de Titan est un sujet controversé mais les observations effectuées ne permettent d'apporter aucune preuve décisive. Au cours du trajet entre Jupiter et Saturne, Cassini effectue plusieurs petites corrections de trajectoire. Une des roues de réactions présente de manière sporadique des signes de frottement anormaux et elle est remplacée dans son rôle par une des roues de réserve. L'instrument RPWS commence à capter des signaux radio produits par Saturne alors que la sonde spatiale se trouve encore à 2,5 U.A. de la planète géante. Les observations systématiques de l'atmosphère de Saturne et de ses anneaux débutent en décembre 2003 alors que la sonde se trouve à 111 millions km de son objectif. Les premières prises d'image de Saturne sont effectuées le 6 février 2004 et celles de Titan en avril. Tous les autres instruments scientifiques sont progressivement mis en marche. Les membres de la mission recherchent avec les instruments de la sonde spatiale et des télescopes basés sur Terre la présence d'éventuels obstacles sur la trajectoire que doit suivre Cassini lorsque la sonde coupera le plan des anneaux. Les photos prises par la sonde spatiale permettent de découvrir deux petits satellites de quelques kilomètres de diamètre, Méthone et Pallène, qui se trouvent sur une orbite proche de Mimas [48].

Cassini pénètre dans le système de Saturne en effectuant un survol de la lune Phœbé qui orbite à 13 millions de kilomètres de la planète et dont le diamètre est d'environ 200 km. Phœbé est le plus important des satellites irréguliers de la planète géante caractérisés par leur éloignement de celle-ci et l'inclinaison importante et dans certains cas rétrograde de leur orbite. Ces satellites, compte tenu de ces spécificités, ne se sont pas formés avec Saturne mais ont été capturés par la planète géante. Le 11 juin 2004 la sonde spatiale passe à 2 071 km de la lune qui n'avait jusque là jamais été observée de près. Les photos de Phœbé montrent un monde irrégulier couvert de cratères de grande dimension. Il reste 3 semaines avant la manœuvre qui doit permettre d'insérer la sonde spatiale en orbite autour de Saturne. Le 1 juillet vers 2h00 (en Temps Universel) la sonde spatiale, qui navigue sous le plan orbital des anneaux de Saturne, le traverse à la vitesse de 22 km/s en s'insinuant dans l'espace théoriquement libre d'obstacles situé entre le mince anneau F qui marque la limite de Roche de la planète et l'anneau G (cf schéma). Cette traversée s'effectue avec l'antenne grand gain pointée vers l'avant pour protéger le corps de Cassini d'éventuelles particules. Une demi-heure plus tard, après que la sonde a pivoté de 180° pour présenter ses tuyères vers l'avant, le propulseur principal est allumé pour réduire la vitesse de Cassini et permettre son insertion en orbite autour de Saturne. Le moteur-fusée fonctionne durant 96 minutes en consommant 830 kg d'ergols et la vitesse chute de 622 m/s. Durant cette phase la sonde passe à 19 880 km du sommet des nuages de la planète soit 0,3 fois le rayon de Saturne. La sonde est le premier objet artificiel à se placer en orbite autour de Saturne : cette orbite est parcourue en 116 jours avec un périgée se situant à 78520 km du centre de Saturne (18000 km au-dessus de la couche des nuages), une apogée à 9,06 millions km et une inclinaison de 16,8°. Immédiatement après l'arrêt de la propulsion Cassini utilise les instruments VIMS et UVIS pour prendre des images des anneaux, dont elle ne sera plus jamais aussi proche durant le reste de la mission. L'objectif est notamment d'obtenir des informations sur la structure de ceux-ci. A 5h50 la sonde spatiale traverse à nouveau le plan orbital des anneaux entre les anneaux F et G[49]. Le jour suivant, la sonde spatiale effectue son premier survol de Titan mais celui-ci se fait à grande distance (339 000 km) et les instruments fournissent peu d'informations. L'orbite sur laquelle circule Cassini est temporaire car elle fait passer la sonde à travers les anneaux. Aussi la propulsion principale est utilisée pour la dernière fois le 23 aout durant 51 minutes pour ralentir la sonde de 398 m/s et faire passer son périgée à 300 000 km c'est-à-dire à l'extérieur des anneaux les plus denses[50].

Premiers survols de Titan et premières découvertes (26 octobre 2004)[modifier | modifier le code]

Le 26 octobre 2004 la sonde spatiale Cassini effectue un premier passage à faible distance (1 200 km) de Titan. La satellite entouré d'un voile opaque de nuages a, jusque là, révélé peu de choses sur sa nature malgré les nombreuses observations effectuées depuis la Terre ou durant son survol par les sondes Voyager. Beaucoup d'informations sont attendues du passage de la sonde grâce à la faible distance et la présence du radar capable d'observer la surface à travers les nuages. Parmi les objectifs principaux de ce survol figurent la validation de la modélisation de l'atmosphère pour la mise au point du scénario de descente de Huyguens vers le sol de Titan et la mesure de l'expansion verticale de l'atmosphère de Titan en vue de survols ultérieurs à plus faibles altitude[51]. Tous les instruments étant fixes le pointage du radar vers la surface entre en conflit avec d'une part la mise en œuvre des instruments de télédétection (caméras,...) et certains instruments de mesure des champs et particules qui n'ont pas les mêmes axes de visée. Aussi l'utilisation du radar est relativement brève et ne concerne qu'une bande étroite de terres de 120 km de large sur 2000 km de long, soit moins de 1 % de la surface de la lune, avec une résolution maximale de 300 mètres. Les informations collectées par le radar et les caméras fonctionnant en lumière visible et en infrarouge permettent de distinguer une surface jeune c'est-à-dire pratiquement dépourvue de cratères d'impact, aux caractéristiques très variées reflétant une géologie dynamique avec la présence de chenaux et peut-être de cryovolcans rejetant un mélange de glace d'eau et de méthane enfouis sous la surface. Selon les théories élaborées avant le survol, la présence de mers de méthane était nécessaire pour expliquer la présence d'une atmosphère comportant une proportion notable de ce gaz à la durée de vie pourtant relativement courte. Mais aucune surface liquide de grande étendue n'est détectée. Le magnétomètre indique que Titan ne génère pas de champ magnétique. Deux jours plus tard l'orbiteur atteint son périgée et boucle ainsi sa première orbite autour de Saturne avant de commencer à s'éloigner de la planète géante[52],[53],[54],[55]. Un deuxième survol de Titan a lieu le 16 décembre à une altitude pratiquement identique. Cette fois le radar n'est pas utilisé et les observations portent plus particulièrement sur le comportement de l'atmosphère et sa composition. L'assistance gravitationnelle de Titan est utilisée pour ajuster précisément le prochain passage au-dessus de Titan qui doit s'accompagner de l'atterrissage de Huyguens[56].

L'atterrissage de Huygens sur Titan (14 janvier 2005)[modifier | modifier le code]

Photo de la surface de Titan prise par la caméra de Huygens après son atterrissage.

Le 16 décembre la sonde Cassini modifie sa trajectoire en utilisant ses propulseurs durant 85 secondes de manière à pouvoir placer l'atterrisseur Huygens, dépourvu de moyens de manœuvrer, sur une trajectoire de collision avec Titan. Le 23 décembre une dernière petite correction est effectuée et deux jours plus tard l'atterrisseur se détache de Cassini : des ressorts lui impriment un léger surcroit de vitesse de 33 cm/s qui l'éloigne progressivement de son vaisseau porteur. Auparavant Huyguens a été mis en rotation autour de son axe (7,5 tours par minute) pour que son orientation reste stable jusqu'à son arrivée aux abords de Titan 22 jours plus tard[57]. Le 28 décembre l'orbiteur Cassini corrige sa trajectoire en utilisant ses propulseurs durant 153 secondes pour passer au large de Titan. Le 31 décembre 2004 l'orbiteur passe à relativement faible distance (123 000 km) de l'hémisphère éclairé de Japet ce qui lui permet d'obtenir des images de bonne qualité avec une résolution maximale de 700 mètres. Aucune photo détaillée n'avait jusque là pu être prise de cette lune qui présente un contraste inexpliqué de couleur entre sa face avant (dans le sens de sa progression sur l'orbite) et sa face arrière. Plusieurs caractéristiques intriguent les scientifiques dans les données recueillies lors du survol : Japet possède une crête équatoriale de 20 km de large et 13 km de haut qui court tout au long de son équateur. Ses dimensions, 749x747x713 km, lui confèrent une forme ovale inexplicable pour un objet céleste de cette taille. Les analyses spectroscopiques de la surface ne fournissent pas dans un premier temps d'explication satisfaisante au contraste de couleur des deux faces[58].

Rentrée atmosphérique[modifier | modifier le code]

À compter de sa séparation avec Cassini, Huyguens a été mise en sommeil. Alors qu'elle arrive à proximité de Titan le 14 janvier, les équipements de la sonde sont réactivés. L'orbiteur Cassini qui suit une route parallèle pivote pour pointer son antenne grand gain vers l'atterrisseur alors que celui-ci s’apprête à pénétrer dans l'atmosphère. L'orbiteur relativement proche peut recevoir un volume de données plus important et va servir de relais entre Huygens et les stations à Terre. Néanmoins plusieurs radio-télescopes terrestres sont également à l'écoute des émissions de Huygens pour détecter l'onde radio porteuse qui doit signaler le déploiement réussi du parachute principal. A 9 h6 T.U. Huygens pénètre dans l'atmosphère de Titan à 1 270 kilomètres d'altitude à une vitesse de 5 km/s. Les frottements à grande vitesse dans l'atmosphère portent le bouclier thermique de la sonde à température de 1700°C tout en la ralentissant avec une décélération qui culmine à 13 g. Trois minutes plus tard, alors que la vitesse de l'engin spatial a chuté à moins de 1 400 km/h et qu'il se trouve à 160 km d'altitude, un premier parachute pilote de 2,6 mètres de diamètre est déployé et éjecte le bouclier thermique arrière. Le parachute principal de 8,3 mètres de diamètre est déployé 2,5 secondes plus tard. Il s'écoule une minute puis le bouclier thermique avant est largué et l'émetteur radio de Huygens est mis en marche. Le signal émis est capté de manière très atténuée par le radio-télescope terrestre de Green Bank environ 67 minutes plus tard (temps mis par le signal pour cheminer à la vitesse de la lumière). Les instruments de l'atterrisseur sont mis en marche. La caméra DISR prend une première image alors que la sonde se trouve entre 143 et 140 km et restitue une atmosphère faiblement éclairée. Le chromatographe à gaz GCMS commence à collecter des données tandis que le pyroliseur ACP commence ses prélèvements à 130 km. Les capteurs de la suite instrumentale HASI sont déployés et le spectromètre de masse GCMS effectue une première analyse de l'atmosphère à 140 km d'altitude et en effectue trois autres avant l'atterrissage à 85, 55 et 20 km. Le SSP est également mis en route, mesurant des propriétés de l'atmosphère. Huygens commence à transmettre les données collectées en direction de Cassini qui défile à une distance 60 000 kilomètres[59], [60].

Déroulement de l'atterrissage Huygens.

Observations atmosphériques[modifier | modifier le code]

15 minutes après le début de la rentrée atmosphérique le parachute principal est largué et un autre parachute plus petit (3 mètres de diamètre) prend le relais. La vitesse a en effet suffisamment chuté et l'atterrisseur doit atteindre rapidement le sol pour que ses batteries soient en mesure de fournir l'énergie après l'atterrissage alors que l'orbiteur est encore au-dessus de la ligne d'horizon. A 9h42 alors que la sonde se trouve à 60 kilomètres d'altitude, Huygens met en marche son altimètre radar qui doit désormais mesurer son altitude. Les images du sol qui sont prises sont beaucoup moins nettes que prévues car l'atterrisseur traverse des couches de brume épaisse constituée de méthane à saturation. Le premier panorama du sol dans lequel on peut distinguer de vagues formes brillantes et sombre est pris entre 50 et 29 km d'altitude. Vers 35 km la sonde qui se déplace horizontalement à 20 m/s est secouée par de fortes turbulences. L'atmosphère s'éclaircit vers 30 km. A 11h 23 à proximité de la surface, Huygens allume une lampe qui doit fournir une lumière homogène et aux caractéristiques connues pour les prises d'images ultérieures. A 11 h 38, soit deux heures 30 après avoir entamé la rentrée atmosphérique, Huygens touche le sol à une vitesse de 17 kilomètres par heure. La nature du terrain est inconnue mais selon toute vraisemblance, ce pourrait être de la glace.

Opérations sur le sol de Titan[modifier | modifier le code]

Le Surface Science Package commence à transmettre des informations peu après l'atterrissage de Huyguens. Une heure et demie après l'atterrissage, Cassini passe sous l'horizon de Titan, empêchant toute transmission de données de la part de Huyguens. L'atterrisseur est parvenu à transmettre 474 mégaoctets de données depuis le début de la descente. À la suite d'une erreur de programmation de l'atterrisseur, la moitié des 1215 photos prises durant la descente et au sol ainsi que toutes les mesures de vent réalisées par l'instrument DWE sont perdues[61].

Les opérations durant la mission primaire (2004-2008)[modifier | modifier le code]

La phase d'étude du système de Saturne par l'orbiteur a une durée initiale de 4 années (2004-2008).

Caractéristiques de la trajectoire de Cassini dans le système de Saturne[modifier | modifier le code]

Objectifs imposés à la trajectoire[modifier | modifier le code]

Durant son séjour dans le système de Saturne, Cassini ne peut pas contenter de se maintenir sur son orbite car, pour répondre aux objectifs scientifiques, la sonde spatiale doit survoler différents objets (la planète, les anneaux, les lunes et la magnétosphère) en respectant des contraintes de positionnement. Il s'agit selon le cas de passer à faible distance de l'objet observé, de se situer sur une inclinaison par rapport au plan des anneaux, ou dans une position relative par rapport au Soleil ou à la Terre, etc... L'orbite doit donc suivre une trajectoire soigneusement calculée nécessitant de fréquentes manœuvres tout en économisant le peu d'ergols dont elle dispose. Les principaux objectifs imposés à la trajectoire sont les suivants[61] :

  • Selon les plans d'origine la sonde doit effectuer entre 45 et 55 survols à faible distance et ciblés des satellites de Saturne durant la mission primaire qui courre de 2004 à 2008. Un survol est dit ciblé lorsqu'il est conçu pour que la sonde spatiale passe à un point bien précis - défini par sa longitude, sa latitude et son altitude - au-dessus du satellite visé. La plupart des survols ciblés se font au-dessus de Titan par ce que ce satellite de Saturne est l'objectif scientifique majeur de la mission mais également parce qu'il s'agit du seul satellite assez massif pour permettre des modifications importantes de l'orbite grâce à l'assistance gravitationnelle.
  • L'observation de Saturne nécessite généralement que la sonde circule au-dessus de la face éclairée de la planète géante. Les occultations de la Terre par Saturne permettent d'obtenir de nombreuses informations lorsque les émissions radio du satellite traversent les couches de l'atmosphère de Saturne pour parvenir jusqu'à notre planète. *Les déformations du signal, radio lorsqu'il traverse la mince couche des anneaux, fournissent également de nombreuses informations sur leur composition chimique, leur épaisseur et la taille de leurs composants élémentaires.
  • Il est également important de recueillir des vues des anneaux prises à des latitudes supérieures ou égales à 55° pour avoir une vue globale de ceux-ci. L'étude de la magnétosphère nécessite d'étudier in situ les caractéristiques du plasma, des particules chargées et neutres, des champs,... à grande distance du Soleil et dans toutes les directions en particulier dans la magnétogaine qui s'étend à l'opposé du Soleil jusqu'à 50 à 60 rayons de Saturne.
  • L'observation des aurores boréales de la planète nécessite d'effectuer des observations depuis des latitudes élevées, dans l'idéal comprises entre 75 et 80°.
Représentation schématique de l'orbite théorique de la sonde Cassini-Huygens autour de Saturne. Elle est supposée faire 74 fois le tour de Saturne entre le 1er juillet 2004 et le 1er juillet 2008
Mise en œuvre[modifier | modifier le code]

Les changements d'orbite de la sonde Cassini utilisent essentiellement l'assistance gravitationnelle de Titan. Chaque survol de Titan permet, s'il se produit à une altitude suffisamment faible, un changement de trajectoire équivalent à une modification de la vitesse de 850 m/s alors que les ergols disponibles pour les manœuvres à bord de Cassini ne permettent qu'un changement de vitesse total de 500 m/s sur toute la durée de la mission. Les autres lunes de Saturne ne permettent pas de modifier de manière importante l'orbite de Cassini : Rhéa, le satellite de Saturne le plus lourd après Titan, n'a que 2 % de sa masse. La contrainte qui en résulte est que chaque survol de Titan doit ramener la sonde spatiale à proximité de Titan (éventuellement après plusieurs orbites) pour que les modifications de trajectoire puissent continuer. Différentes types de modifications de trajectoire peuvent être obtenues en fonction de l'angle sous lequel la lune est abordée. En passant sur l'arrière de Titan (par rapport à sa progression sur son orbite), la sonde spatiale augmente sa vitesse et accroit la période de son orbite. Inversement en passant devant Titan, la sonde diminue sa période orbitale. Ces manœuvres modifient également la ligne des absides. Sous d'autres angles, la période de l'orbite est conservée mais c'est l'excentricité de l'orbite et son inclinaison qui sont modifiées[61].

Les trois premières orbites de Cassini autour de Saturne ont pour objectif de réduire à la fois l'inclinaison qui est pratiquement annulée et la période de l'orbite qui est ramenée de 48 à une vingtaine de jours. Par ailleurs la ligne des apsides de l'orbite est modifiée dans le sens inverse des aiguilles d'une montre de manière à ce qu'elle se confonde avec l'axe Saturne-Soleil et à ce que l'apogée soit côté Soleil. La sonde spatiale dispose ainsi de temps pour effectuer des observations de l'atmosphère de Saturne du côté de sa face éclairée. Un survol de Titan permet ensuite d'orienter la ligne des nœuds pour qu'elle soit pratiquement perpendiculaire à la Terre ce qui permet au cours des 7 orbites suivantes d'obtenir des occultations de la Terre par Saturne. Au cours de la seconde phase de la mission primaire qui débute en octobre 2005 après une série rapprochée de survols ciblés des satellites glacés de Saturne, l'orbite est pivotée par une série de survols de Titan alternant la face tournée vers Saturne et celle tournée vers l'extérieur. L'objectif est d'analyser in situ la magnétogaine. Durant la troisième phase de la mission primaire qui débute en juillet 2006 l'inclinaison est progressivement relevée tandis que la période est maintenue à 16 jours ce qui permet d'effectuer des observations des anneaux à faible distance sous un angle permettant d'obtenir de nouvelles informations. Après avoir culminée à 55° l'inclinaison est abaissée jusqu'à 0° tandis que la ligne des apsides pivote de 180° en faisant coïncider la ligne des nœuds dans l'axe Saturne-Soleil. La phase 4 qui est entamée en aout 2007 a pour objectif principal d'augmenter autant qu'il est possible l'inclinaison de l'orbite (environ 75°) pour l'étude des anneaux et les mesures in situ des champs et particules[61].

Faits marquants de la mission primaire[modifier | modifier le code]

Titan (en arrière-plan), les anneaux et la petite lune Épiméthée (2006).

Le 17 février 2005 la sonde Cassini passe à 1 577 km de la lune Encelade. Celle-ci présente la particularité d'avoir un albédo très proche de 1 réfléchissant pratiquement toute la lumière reçue. Les photos prises par les caméras, 10 fois plus détaillées que celles des sondes Voyager, montrent une boule de glace pratiquement vierge de cratère d'impact parcourue de sillons et de renflements à l'apparence très proche des lunes de Jupiter, Ganymède et Europe. Les analyses spectrales démontrent que la surface est constituée de glace d'eau presque pure ce qui explique son albédo élevé. Durant un deuxième passage effectué le 16 mars le magnétomètre de la sonde spatiale détecte une modification du champ magnétique de Saturne qui révèle la présence d'une atmosphère. Celle-ci, compte tenu de la faiblesse du champ de gravité de la lune, trahit sans doute l'éjection de gaz par une forme d'activité volcanique[62],[63]. Au cours de ces survols, le détecteur de poussières met en évidence une densité particulièrement importante de particules qui pourraient avoir pour origine soit Encélade soit l'anneau E. Pour lever l'incertitude sur leur source, il est décidé d'abaisser l'altitude du survol suivant qui doit avoir lieu en juillet[64]. Le 10 mai le JPL confirme la découverte d'une nouvelle lune provisoirement baptisée S/2005 S1 qui prendra plus tard le nom de Daphnis. Celle-ci avait déjà été détectée en mai 2004 mais son existence est confirmée grâce à une photographie prise durant le survol des anneaux[65]. Le 14 juillet la sonde spatiale effectue un nouveau survol à basse altitude (175 km) au-dessus d'Encélade. Les images prises montrent que les terrains du pôle sud sont géologiquement jeunes. Ils sont barrés par quatre failles énigmatiques et jonchés de blocs de glace qui peuvent atteindre la taille d'un immeuble[66]. Les quatre failles longues d'environ 130 km et distantes de 40 km qui ont été baptisées "rayures du tigre" sont à l'échelle géologique très jeunes (entre 10 et 1000 ans). On y trouve les évents qui éjectent en permanence de la vapeur et de la glace d'eau[67]. La température au pôle sud mesurée par le spectromètre infrarouge est beaucoup plus élevée que ce prédise les modèles compte tenu de l'albédo élevé de la surface et de l'incidence rasante des rayons du Soleil à ces latitudes[68]. Le spectromètre de masse a mesuré que l'atmosphère qui entoure la lune est composée à 65% de vapeur d'eau, à 20% d'hydrogène moléculaire avec des proportions plus faibles de dioxyde de carbone, d'azote moléculaire et de monooxyde de carbone[69].

Le 23 septembre 2005 Cassini survole Téthys à 1 500 km. Le 25 septembre 2005 la sonde passe à 514 km d'Hypérion. C'est le seul survol d'Hypérion planifié durant la mission primaire : il permet de révéler de façon très détaillée la structure étonnante de sa surface semblable à une éponge qui découlerait des impacts répétés sur une lune à faible densité et forte porosité[70]. Un survol à relativement grande distance d'Encélade permet la mesure spectrale des jets de matière du pôle sud et permet de confirmer l'hypothèse selon laquelle ceux-ci sont à l'origine du matériau de l'anneau E[71].

  • 11 octobre 2005 : Survols de Dioné à 500 km et, le même jour, du satellite Télesto à 10 000 km.
  • 28 octobre 2005 : Survol de Titan à moins de 1 350 km.
  • 26 novembre 2005 : Survol de Rhéa à 500 km.
  • 21 juillet 2006 : Survol de Titan à l'altitude minimale de 950 km.
  • 30 août 2007 : Second survol de Rhéa, à 5 737 km.
  • 10 septembre 2007 : Second et dernier survol de Japet à moins de 1 650 km.

Le 12 mars 2008 Cassini s'approche à moins de 50 km d'altitude d'Encelade en traversant ses geysers. Les photos prises montrent que le pôle nord contrairement au pôle sud est fortement cratérisé donc ancien mais qu'il est également parcouru de fissures parallèles créées par une activité tectonique[72]. Les mesures de températures à haute résolution réalisées à l'aide spectromètre infrarouge montrent que la température le long des rayures du tigre peut atteindre -93°C soit 115° de plus que dans les autres régions de la lune. Compte tenu de ces températures élevées il est probable qu'il existe un océan liquide sous la surface d'Encelade. Les caractéristiques des matériaux éjectés par les geysers sont étonnamment proches de la matière composant les comètes[73].

Première extension de mission : Cassini Equinox Mission (2008-2010)[modifier | modifier le code]

La mission primaire du programme Cassini doit s'achever le 30 juin 2008 après avoir orbité durant 4 ans et effectué 76 révolutions autour de Saturne. À cette date la sonde dispose toujours de réserves de propergols qui lui permettent de modifier plusieurs fois par mois son orbite pour survoler ses diverses cibles satellitaires. Le 15 avril 2008 la NASA décide au vu des réserves encore existantes de prolonger de 2 ans de la mission prenant cours le 1er juillet 2008. L'extension de la mission est rebaptisée Cassini Equinox Mission car l'équinoxe de Saturne doit se produire le 11 août 2009. Par contre, si la mission avait dû se terminer à la date prévue de la mi-2008, aucune décision n'avait encore été prise pour faire plonger la sonde dans l'atmosphère de Saturne (à l'instar de la sonde Galileo dans celle de Jupiter en 2003), ni pour l'insérer sur une orbite définitive qui lui permettrait de continuer de photographier passivement le système saturnien et de l'analyser au moyen de ses nombreux instruments de mesure qui sont en parfait état de marche pour encore de nombreuses années grâce, notamment, à l'énergie électrique assurée par son générateur thermoélectrique à radioisotope de type GPHS-RTG, au plutonium 238. Cette première extension de la mission (1er juillet 2008-30 juin 2010) consiste en 60 orbites supplémentaires autour de Saturne, incluant un supplément de 21 survols de Titan, 7 d'Encelade, 6 de Mimas, 8 de Téthys et 1 de Dioné, de Rhéa et d'Hélène[74].

Le 11 aout 2008 la sonde survole Encelade et parvient à effectuer des photos à haute résolution des terrains d'où jaillissent les geysers. Les images montrent que les failles baptisées rayures de tigre sont profondes de 300 mètres avec une section en V. D'après le premières analyses les points d'émergence des geysers sont rapidement obturés par la glace au bout de quelques mois ou quelques années et se déplacent donc de manière continue[75]. Deux autres survols ont lieu les 9 et 31 octobre 2008. Les données recueillies donnent à penser que Encelade est le siège d'une forme de tectonique des plaques mais contrairement à ce qui se passe sur Terre le déplacement se fait dans une seule direction[76].

Seconde extension de mission : Cassini Solstice Mission (2010-2017)[modifier | modifier le code]

Synthèse des survols effectués par Cassini sur l'ensemble de la mission.

Les réflexions sur une deuxième extension de mission sont engagés avant même que débute la première extension. En février 2010 la NASA annonce qu'elle a dégagé un budget de 60 millions $ pour financer un prolongement de 7 ans de la mission de Cassini courant de juillet 2010 jusqu'en septembre 2017. La nouvelle mission est baptisée Cassini Solstice Mission car elle doit permettre d'observer le système de Saturne au moment du solstice d'été de son hémisphère nord qui a lieu en mai 2017. Au cours de cette phase, Cassini doit boucler 155 orbites autour de Saturne, effectuer 54 survols de Titan dont 38 à moins de 2 000 km, 11 d'Encelade dont deux à faible distance, trois de Dione et trois de Rhéa. Néanmoins ce prolongement se déroule dans des conditions moins favorables : la quantité d'ergols limitée ne permet pas d'approcher comme cela était souhaité Japet et le support apporté par les équipes au sol durant les survols est limité à quelques jours pour réduire les coûts. Durant cette phase Cassini doit observer les processus dépendant des changements temporels et saisonniers affectant Saturne, Titan, les lunes glacées et les anneaux. Cette phase doit permettre de compléter des observations sur Titan et Encélade. Enfin dans sa phase finale elle doit permettre de mener une étude comparative de Saturne et de Jupiter étudiée par la sonde spatiale Juno qui entamera ses observations en aout 2016[77],[78],[79].

Le 2 novembre 2010, la sonde s'est mise automatiquement en mode de sauvegarde en raison d’une inversion de bit au sein de son ordinateur (un bit de valeur 0 devient 1, ou le contraire, au sein des données informatiques), un mode dans lequel l’engin coupe tout équipement de bord non indispensable lorsqu’il rencontre une anomalie de fonctionnement. Pour les sondes et satellites, ceci se produit parfois en raison des rayonnements cosmiques, capables de perturber les électroniques de bord.

En avril 2013, Cassini enregistre les images d'un vaste ouragan frappant le pôle nord de Saturne dont l'œil, de 2 000 kilomètres de diamètre, est 20 fois plus large que celui des ouragans terrestres, avec des vents supérieurs à 530 km/h. Il se peut qu'il soit là depuis plusieurs années[80].

Le scénario de fin de mission (septembre 2017)[modifier | modifier le code]

Plusieurs scénarios ont été écartés pour la fin de mission désormais planifiée en 2017. Les contraintes suivantes ont du être prises en compte : la sonde spatiale doit éviter de traverser les anneaux car elle pourrait être endommagée et il faut éviter tout risque de contamination de Titan et d'Encélade par des organismes terriens emportés par l'orbiteur. L'envoi de la sonde spatiale vers une autre planète externe ou vers un astéroïde centaurien situé entre Jupiter et Neptune a été écarté car le transit nécessiterait trop de temps[N 5]. L'équipe de la mission a envisagé de placer Cassini sur une orbite stable à l'extérieur de celle de Phoebée ou de Titan. La solution finalement retenue a été sélectionnée parce qu'elle fournit des résultats scientifiques majeurs qui ne peuvent être obtenus que dans le cadre d'une fin de mission. Elle consiste à abaisser le périgée de Cassini de manière à ce que la sonde spatiale se glisse pour ses dernières orbites entre l'anneau D, le plus proche de la surface de Saturne, dont le bord intérieur se situe à 65 000 km du centre de Saturne et la partie la plus dense de la couche atmosphérique supérieure de la planète géante qui culmine à 62 000 km[N 6]. La phase finale va de novembre 2016 à septembre 2017 . Elle débute par 20 orbites rasant l'extérieur de l'anneau F permettant d'obtenir des images à haute résolution des anneaux F et A suivi de 22 "orbites de proximité" passant à l'intérieur de l'anneau D. La mission s'achève par le plongeon de la sonde spatiale au cœur de la planète géante vers le 15 septembre 2017[N 7]. L'ensemble de ces manœuvres nécessite seulement un changement de vitesse de 5 à 30 m/s compatible avec les réserves de carburant. Les dernières orbites placent la sonde dans une position idéale pour réduire l'incertitude sur la masse des anneaux qui devrait chuter de 100 à 5 %, analyser la structure interne de Saturne, collecter des données sur l'ionosphère et la ceinture de radiation et étudier la structure de l'anneau D[77],[78].

Résultats scientifiques[modifier | modifier le code]

Les principales découvertes effectuées par la mission Cassini-Huygens sont les suivantes[81] :

Jupiter[modifier | modifier le code]

Image de Jupiter prise le 30 décembre 2000

La sonde Cassini-Huygens a pu observer Jupiter pendant presque 6 mois du 1er octobre 2000 au 22 mars 2001. Elle s'en est approchée à une distance minimale de 9,7 millions de kilomètres le 30 décembre 2000 et a pu effectuer plusieurs mesures. Durant ce survol ont été pris environ 26 000 clichés de la planète parmi lesquels on trouve les plus précis jamais réalisés (voir illustration à gauche). Sur certaines photos, les plus petits détails visibles mesuraient environ 60 km[82].

Une découverte majeure fut annoncée par la NASA le 6 mars 2003[83] et concernait la nature de la circulation atmosphérique de Jupiter. Certains clichés représentaient des bandes sombres alternées avec des zones plus claires dans l'atmosphère. Les scientifiques ont longtemps considéré ces zones, avec leurs nuages clairs, comme étant des zones de courants ascendants, partant du fait que sur Terre, les nuages se forment principalement dans des mouvements d'air ascendant. Mais l'analyse des clichés pris par Cassini a donné une autre explication. Des cellules individuelles de tempête, comportant des nuages blancs qui remontent, trop petites pour être observées depuis la Terre, émergent pratiquement partout, y compris dans les zones sombres. D'après Anthony Del Genio du Goddard Institute for Space Studies de la NASA, « We have a clear picture emerging that the belts must be the areas of net-rising atmospheric motion on Jupiter, with the implication that the net motion in the zones has to be sinking » (Nous avons une illustration claire montrant que les ceintures doivent être les zones de mouvement ascensionnel de l'atmosphère de Jupiter, avec l'implication que les bandes sont des zones de descente de l'atmosphère).

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

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

Saturne[modifier | modifier le code]

Saturne et son environnement[modifier | modifier le code]

Saturne et ses anneaux photographiés en 2004 par la sonde Cassini.

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

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

Dans le cas de Jupiter, la période de rotation sidérale a été mesurée de cette manière. La période obtenue (9h 55m 29.68s)[84] est ainsi déterminée avec une très grande précision (l'écart entre chaque mesure ne dépasse pas 0,08 s, ce qui fait une précision relative de 0,0001 %). Dans le cas de Saturne, la période de rotation fut d'abord déterminée grâce aux données de la sonde Voyager. La période sidérale de Saturne était donc de 10h 39m et 24s[85] (avec une précision relative de 0,02 %). En 2000, des scientifiques (utilisant les données radio de la sonde Ulysses) ont observé que la période de modulation des émissions radio de Saturne avait changé depuis les mesures de Voyager[86]. Les nouvelles mesures donnent une période 1 % plus longue que celle mesurée par Voyager. Les mesures radios obtenues avec l'instrument Cassini/RPWS/HFR confirme la variation de la période des modulations des émissions radio de Saturne. Des observations effectuées sur les 2 premières années d'orbites autour de Saturne (2004-2005) semblent montrer que la période radio varie lentement (à l'échelle de l'année) de quelques fractions de pour-cents.

Comme la vitesse de rotation sidérale du cœur de Saturne ne peut pas varier, c'est l'interprétation des modulations des émissions radios qu'il faut probablement revoir. Que sait-on sur ces émissions ? Elles sont majoritairement émises sur le côté jour de la magnétosphère de Saturne[87] et elles sont fortement corrélées avec la pression dynamique du vent solaire[88]. Différentes interprétations existent :

  • effet saisonnier : la hauteur du Soleil sur le plan des anneaux change la quantité d'électrons libres sur les lignes de champs magnétiques et donc change les conditions d'émission des ondes radio.
  • effet du cycle solaire : les propriétés du milieu interplanétaire et du vent solaire varient fortement avec l'activité solaire. Il a été montré que les émissions radio aurorales de Saturne sont très fortement corrélées avec les fluctuations des paramètres du vent solaire.
  • effet de battement[89] : fluctuation non aléatoire de la localisation de la région active en radio dans un secteur de temps local. Des simulations numériques ont montré qu'on peut très facilement obtenir des périodes de rotation apparente différentes de la période réelle par effet de battement.
  • système de convection du cœur de Saturne : théorie inspirée par ce qui se passe dans le Soleil, mais peu probable.

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

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

Les anneaux de Saturne[modifier | modifier le code]

Spokes de l'anneau B.
Article détaillé : anneaux de Saturne.

Origine des anneaux[modifier | modifier le code]

Deux scénarios sont évoqués en ce qui concerne l'origine des anneaux : résultat de la destruction d'une lune désagrégée par les forces gravitationnelles agissant à l'intérieur de la limite de Roche ou relique de la formation de la planète géante. Bien que les données recueillies par Cassini ne permettent pas début 2013 de trancher, le caractère hétérogène du matériau observé par l'instrument UIS semble exclure une origine cataclysmique qui ferait d'une unique lune la source du matériau. Les anneaux remonteraient donc à 4,5 milliards d'années. L'accumulation de poussière depuis cette époque qui aurait du rendre les anneaux beaucoup moins brillants selon les opposants à ce scénario, serait compensée par l'agitation permanente régnant au sein des anneaux qui répartirait la matière sombre[90].

Structure et composition des anneaux[modifier | modifier le code]

Cassini a découvert plusieurs anneaux qui n'avaient pas été détectés depuis la Terre ni par les sondes spatiales antérieures. Un premier anneau large de 5 000 km, peu dense, se situe au niveau de l'orbite de Janus et Épiméthée. Des portions d'anneau, appelés arcs, ont été détectés en septembre 2006 au niveau de l'orbite de Methone (portion de 10° de l'orbite), en juin 2007 au niveau de l'orbite d'Anthée et en 2006 sur l'orbite de Pallene[91],[92]. Les instruments de Cassini ont permis de déterminer que le matériau de l'anneau E, situé entre les orbites de Mimas et de Rhéa et caractérisé par le diamètre très faible de ses constituants élémentaires, est fourni par les geysers d'Encelade. L'orbiteur a également permis de découvrir l'origine de la lacune de Keeler située dans l'anneau A non loin de sa bordure extérieure. Ce sillon large de 42 km est créé par une petite lune, Daphnis, révélée à cette occasion. L'orbite de celle-ci s'écarte légèrement du plan orbital des anneaux ce qui génère des ondulations ayant une composante verticale pouvant atteindre une hauteur de 1,5 km. Ce phénomène exceptionnel dans un anneau épais généralement de quelques dizaine de mètres a été révélé par son ombre portée visible au moment de l'équinoxe de Saturne[93]. L'anneau F est connu depuis le survol de Pioneer 11 de 1979. Cet anneau large de quelques centaines de kilomètres est encadré par deux satellites bergers, Prométhée et Pandore, qui en assurent la stabilité. Des images spectaculaires prises par Cassini ont mis en évidence l'évolution constante de l'anneau soumis à l'attraction gravitationnelle de Prométhée qui arrache des filaments de matière sur son passage formant des draperies dans lesquelles se fraient parfois des mini-lunes de glace d'un diamètre d'un kilomètre attirées également par l'attraction de la lune[94].

Collecte d'informations sur les spokes[modifier | modifier le code]

Les spokes sont des taches observées sur les anneaux de Saturne par la sonde Voyager dans les années 1980. Cassini-Huygens a permis de vérifier la réalité de ce phénomène et d'invalider certaines théories qui ne prévoyaient pas leur réapparition avant 2007.

Occultation radio des anneaux de Saturne[modifier | modifier le code]

En mai 2005, Cassini a commencé une série d'expériences d'occultation, conçues pour déterminer la répartition des tailles des particules des anneaux et effectuer des mesures de l'atmosphère de Saturne. La sonde a effectué des orbites spécifiquement étudiées à cet effet. Dans ce but, la sonde traverse les anneaux et émet des ondes radio en direction de la Terre. Les variations de puissance, de fréquence et de phase de ces ondes sont alors étudiées afin de déterminer la structure des anneaux.

Magnétosphère de Saturne[modifier | modifier le code]

Les caractéristiques de la magnétosphère de Saturne étaient mal connues avant l'arrivée de Cassini car résultant uniquement des brèves observations effectuées par Pioneer 11 et les sondes Voyager lors de leur survol de Saturne dans les années 1970 et 1980. Cassini a permis d'effectuer des observations sur plusieurs années avec des instruments beaucoup plus précis. La mission a permis de découvrir que, contrairement aux autres planètes du système solaire doté d'un champ magnétique, celui de Saturne a un axe qui coïncide exactement avec l'axe de rotation. Cassini a déterminé que le champ magnétique de la planète subit une importante fluctuation qui se répète avec une périodicité de 10 heures 47 minutes. Cette modulation, que les scientifiques n'expliquent toujours pas fin 2012, a sa correspondance dans le domaine des ondes radio (Saturn kilometric radiation ou SKR)[95]. Les instruments scientifiques de la sonde ont permis de découvrir que la matière présente dans la magnétosphère avait pour origine principale des geysers situés au pôle sud de la lune Encelade. La composition de ces matériaux est dominée par les ions et molécules produits par la combinaison des composants de l'eau éjectés par les geysers[96]. Contrairement aux hypothèses des scientifiques on ne trouve pas de quantités notables de l'azote qui devrait s'échapper de l'atmosphère de Titan[97]. L'instrument MIMI a détecté la présence d'une ceinture de radiations en forme de beignet à l'intérieur de l'anneau D le plus proche de surface de Saturne[98].

Titan[modifier | modifier le code]

Article principal : Titan (lune).

Environnement sur Titan[modifier | modifier le code]

Lacs de méthane liquide à la surface de Titan. Image en fausses couleurs prise à l'aide du radar de Cassini. La partie de Titan représentée fait 170 km de large.

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

Le module scientifique de surface (SSP) révèle qu’à cet endroit, sous une croûte dure et mince, le sol a la consistance du sable. Les paysages de Titan présentent des similitudes avec ceux de la Terre, a expliqué Martin G. Tomasko, responsable du DISR, l’instrument qui a pris les images. Brouillards, traces de précipitations, érosions, abrasion mécanique, réseaux de chenaux de drainage, systèmes fluviaux, lacs asséchés, paysages côtiers et chapelets d’îles : «les processus physiques qui ont façonné Titan sont très proches de ceux qui ont modelé la Terre. Les matériaux, en revanche, sont plus «exotiques», Martin Tomasko de l'ESA. Puisque l'eau (H2O) y est remplacée par du méthane (CH4), qui peut exister sous forme liquide ou gazeuse à la surface de Titan. Quand il y pleut, ce sont des précipitations de méthane mêlées de traces d'hydrocarbures, qui déposent sur le sol des substances provenant de l’atmosphère. Des pluies seraient d’ailleurs tombées «dans un passé peu éloigné» précise encore Martin Tomasko, le 21 janvier 2005.

D'après ces informations, Titan possède donc bien une atmosphère uniforme faite de différents gaz (méthane, azote…) et, au sol, une activité cryovolcanique, des rivières et de l'eau en abondance. Sur son sol gelé à -180 °C (mesuré sur place), se trouvent d'innombrables galets de glace parfois aussi volumineux que des automobiles[99].

Analyses[modifier | modifier le code]

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

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

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

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

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

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

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

D’autres indications transmises par le DISR, fixé à l'avant pour déterminer si Huygens s'était enfoncé profondément dans le sol, a révélé ce qui semble être du sable mouillé ou de la terre glaise. John Zarnecki, responsable du « Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS) » qui analyse la surface de Titan, a déclaré : « Nous sommes surpris mais nous pouvons penser qu'il s'agit d'un matériau recouvert d'une fine pellicule, sous laquelle se trouve une couche d'une consistance relativement uniforme comme du sable ou de la boue[100] ».

On doit à cette mission la découverte de l'Ontario Lacus, un lac d'éthane liquide qui fut le premier endroit du système solaire (hors de la Terre) où du liquide a été détecté en surface.

Les autres lunes de Saturne[modifier | modifier le code]

Phœbé[modifier | modifier le code]

Phœbé

Phœbé est la plus éloignée des lunes de taille significative : elle se trouve quatre fois plus loin (13 millions de km) de la surface de Saturne que la lune suivante Japet. Elle circule sur une orbite rétrograde avec une inclinaison quasi polaire (173°). Ayant une forme sphérique irrégulière elle a un diamètre d'environ 220 km et est très sombre. Les seules images antérieures à la mission Cassini ont été prises par Voyager 2 en 1981. Elles ont fourni peu d'informations compte tenu de la distance (plus de deux millions de km) d'où elles ont été prises. Cassini n'a survolé qu'une seule fois la lune, 16 jours avant son insertion en orbite autour de Saturne, car elle est située à l'extérieur de l'orbite de la sonde spatiale. Le 11 juin 2004 Cassini est passée à 2 068 km de Phoebé et est parvenu à photographier pratiquement toute sa surface grâce à la vitesse de rotation de la lune. Celle-ci présente une surface très sombre (albédo de 0,06), couverte de cratères qui ont pour certains 80 km de diamètre avec des parois pouvant atteindre 16 km de haut. L'hypothèse d'un astéroïde capturé par Saturne est battue en brèche par l'observation de matériaux beaucoup plus clairs à l'intérieur des cratères signalant la présence de glace d'eau dissimulée sous une couche de poussière pouvant atteindre 300 à 500 mètres de diamètre. La glace d'eau représenterait 30 % de la masse de Phœbé (contre 50 % pour les principales lunes glacées de Saturne). Phoebe est sans doute une protoplanète, aux caractéristiques proches de Pluton, qui s'est formée dans la ceinture de Kuiper au tout début de l'histoire du système solaire. Elle a subi un processus de différenciation planétaire au début de son existence. Après s'être refroidie sa surface a été martelée par les impacts lui donnant sa forme irrégulière actuelle. Elle a été par la suite capturée par la planète Saturne[101],[102].

Encelade[modifier | modifier le code]

Encelade

En 2005 les mesures effectuées au cours des deux premiers survols de la petite lune Encelade (500 km de diamètre) ont mis en évidence la présence d'une atmosphère[63]. Celle-ci est créée par une forme de volcanisme qui génère des geysers une déviation du champ magnétique du satellite a été constatée. Ce type de variation du champ magnétique est caractéristique d'une atmosphère mince mais significative. D'autres mesures semblent montrer que cette atmosphère est essentiellement composée de vapeur d'eau ionisée.

En 2006, des geysers composés de particules très fines de glace (éjectées dans l'espace à plus 200 km de la surface) furent découverts dans la région australe d'Encelade. Pour les étudier, les scientifiques planifièrent un survol de la sonde le 12 mars 2008, à seulement 48 km de la surface, par Cassini. Les premiers résultats révélèrent une température plus élevée que prévue et la présence de composés organiques, voire d'eau liquide. D'autres survols à plus basse altitude ont été programmés en 2008 et au-delà, dans le cadre de la mission étendue de la sonde (après le 30 juin 2008).

Japet[modifier | modifier le code]

Hypérion[modifier | modifier le code]

Cassini fournit les premières observations détaillées d'Hypérion, le plus grand des satellites irréguliers (non sphérique) du système solaire. Voyager II, qui l'avait survolé en 1981 à grande distance, avait toutefois permis de dresser un premier portrait de cette lune en forme de patate (410 × 260 × 220 kilomètres) couverte de cratères profonds et avec un axe de rotation chaotique résultant sans doute de la destruction d'un corps céleste d'une taille plus importante. Les photos spectaculaires prises par Cassini montrent un monde évoquant une éponge. Les cratères très profonds, qui criblent sa surface pratiquement sans trace d'éjectas, sont liés sans doute à la très grande porosité et à la faible densité de la lune : le bombardement des météorites n'a pas éjecté les matériaux mais les a comprimés. Les parois des cratères sont brillantes trahissant la présence de glace d'eau. Le fond des cratères est par contre sombre et rougeâtre car la température très basse (-180°C) a entrainé la sublimation des matériaux volatiles et l'accumulation de matériaux plus sombres. Selon une théorie controversée la profondeur exceptionnelle des cratères découlerait de la concentration des rayons solaires par le matériau sombre qui entrainerait à son tour la sublimation de la glace d'eau. L'excentricité de l'orbite de la lune serait entretenue par la proximité de Titan (260 000 km d'écart entre les orbites moyennes des deux lunes) avec laquelle Hypérion est en résonance orbitale. Le faible albédo (0,3) d'Hypérion serait du à la présence de dioxyde de carbone et d'autres hydrocarbones dont du méthane échappé de Titan. Compte tenu de la faible densité mesurée de Hypérion (un peu plus de 0,5) celle-ci est sans doute constituée d'un empilement de corps plus petits que la gravité relativement faible n'a pas comprimé[103].

Nouvelles lunes de Saturne[modifier | modifier le code]

La mission Cassini-Huygens a permis de découvrir fin 2012 une dizaine de nouvelles lunes de petite taille (moins de 10 km de diamètre) qui sont venus à s'ajouter à la cinquantaine de lunes connues ou découvertes ces dernières années à l'aide de télescopes basés à Terre. Plusieurs d'entre elles ne portent à cette date qu'un numéro d'ordre provisoire en attendant des observations complémentaires confirmant leur existence[104],[105] . En 2004 sont découverts Méthone (diamètre 1,6 km) et Pallène (3 km de diamètre) situées entre Mimas et Encélade et formant le sous-groupe des Alcyonides[106],[105] ainsi que Pollux (3 km de diamètre) qui partage l'orbite de Dioné autour du point de Lagrange arrière L5 de Saturne[107]. Daphnis (8 km de diamètre) découverte en 2005 est, après Pan (26 km), le second satellite par la taille circulant dans les anneaux de Saturne. Il est à l'origine de la division de Keeler (42 km de large) qui divise l'anneau A de Saturne tout près de sa périphérie et au-delà de la Division d'Encke. Son passage déblaie la division mais son champ de gravité génère également des vagues à l'intérieur de l'anneau A sur plusieurs centaines de kilomètres de profondeur, comme le montrent les clichés pris par Cassini[108],[109]. En 2007 l'équipe d'imagerie de Cassini a découvert Anthée une lune de 2 km de diamètre située comme Méthone et Pallène entre Mimas et Encélade[110]. Égéon, découverte en 2008 et d'un diamètre de 500 mètres, circule dans l'anneau G sans doute formé par des débris éjectés par les collisions affectant cette lune[111].

Vérification de la théorie de la relativité générale[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste des effets de la théorie de la relativité

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

Bien que des déviations par rapport à la relativité générale soient prévues par certains modèles cosmologiques, aucune n'a été observée dans cette expérience. Les mesures effectuées se sont trouvées en accord avec la théorie avec une précision de l'ordre de 1 sur 50 000[112],[113].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Le Bureau des Sciences spatiales du Conseil National de la Recherche.
  2. Après 1997 la sonde spatiale ne peut plus bénéficier de l'assistance gravitationnelle de Jupiter indispensable pour parvenir jusqu'à Saturne.
  3. Qu'il surnomme Battlestar Galactica.
  4. La vitesse de la sonde spatiale a fortement chuté depuis le survol de la Terre au fur et à mesure qu'elle quitte le puits gravitationnel du Soleil.
  5. 10 ans pour les astéroïdes centauriens et 44 ans pour Neptune.
  6. Au-dessus de 62000 km des tourbillons atmosphériques présents ne devraient pas dépasser 1 bar ce qui est jugé acceptable.
  7. La destruction de la sonde pourrait être plus tardive si la sonde spatiale dispose de suffisamment de carburant pour prolonger son séjour en orbite basse.

Références[modifier | modifier le code]

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  2. Ulivi et Harland 2012, p. 2-6
  3. Ulivi et Harland 2012, p. 7-8
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  15. Cassini Launch press kit p.46-48 op. cit.
  16. Cassini Launch press kit p.51 op. cit.
  17. Passage to a Ringed World : The Cassini-Huygens mission to Saturn and Titan (SP-533) p.91-93 op. cit.
  18. Cassini Launch press kit p.48 et 50 op. cit.
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Sources[modifier | modifier le code]

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  • [PDF] (en) NASA, The Jupiter Millenium mission : the Galileo and Cassini encounter at the fifth planet,‎ octobre 2000 (lire en ligne)
    Dossier de presse du survol de Jupiter par la sonde Cassini Huygens.
  • [PDF] (en) NASA, Cassini-Huygens Saturn Arrival,‎ juin 2004 (lire en ligne)
    Dossier de presse de l'insertion en orbite autour de Saturn de la sonde Cassini Huygens.
  • [PDF] (en) NASA, Passage to a Ringed World : The Cassini-Huygens mission to Saturn and Titan (SP-533),‎ Octobre 1997 (lire en ligne)
    Présentation de la mission.
Autres ouvrages  
  • (en) Paolo Ulivi et David M. Harland, Robotic Exploration of the Solar System Part 3 Wows and Woes 1997-2003, Springer Praxis,‎ 2012 (ISBN 978-0-387-09627-8)
    Description détaillée des missions (contexte, objectifs, description technique, déroulement, résultats) des sondes spatiales lancées entre 1997 et 2003.
  • (en) David M. Harland, Cassini at Saturn: Huygens Results, Springer Praxis,‎ 2007 (ISBN 978-0-3872-6129-4)
  • CharlesFrankel, Dernières nouvelles des planètes, Éditions du Seuil,‎ 2009 (ISBN 978202096549[à vérifier : isbn invalide])
  • (en) Michele Dougherty, Larry Esposito, Tom Krimigis, Saturn from Cassini-Huygens, Springer,‎ 2009 (ISBN 1402092164)
  • (en) Robert Brown, Jean Pierre Lebreton, Hunter Waite, Titan from Cassini-Huygens, Springer,‎ 2009 (ISBN 1402092148)
Ouvrage de vulgarisation 
  • (en) André Brahic, De feu et de glace : planètes ardentes, Odile Jacob,‎ 2009 (ISBN 978-2-7381-2330-5)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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