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International audience; L'ingénieur Louis Capitaine est impliqué à plusieurs titres dans la production de la carte de Cassini. Il est actionnaire de la compagnie qui la publie et il dirige son exécution au cours des années 1780. Sur cette base, il obtient l’autorisation de produire une carte générale de l’ensemble du royaume, par réduction au quart de celle de Cassini en août 1790. Cette carte constitue la base de nombreux dérivés jusqu’au milieu des années 1880.

International audience; En 1747, le roi Louis XV confie à César-François Cassini de Thury, astronome à l’observatoire de Paris, le soin de lever une carte détaillée de l’ensemble du royaume. Cette décision constitue la suite de plus de quatre-vingts ans de travaux géodésiques, conduits entre 1663 et 1744 par le grand-père (Jean-Dominique Cassini) et le père (Jacques Cassini) de César-François et de plusieurs autres astronomes de l'Académie. La commande royale est soutenue par une dotation annuelle du Trésor. Cette carte reste en service jusqu’à l’achèvement de la carte d’état-major, soit pendant plus d’un siècle.

The central theme of the thesis concerns the exploitation of radio tracking measurements for the development of planetary ephemerides, in particular, applied on two research topics: 1) the analysis of navigation data of Cassini mission to enhance the ephemeris of Saturn and increase our knowledge of the outer solar system; 2) the simulation of BepiColombo measurements collected during the orbital phase at Mercury, for assessing their contribution on the Intégrateur Numérique Planétaire de l’Observatoire de Paris (INPOP) planetary ephemerides.The first research aims at reprocessing Cassini radio tracking data by exploiting the current knowledge of the Saturnian system developed throughout the mission, i.e. the availability of accurate satellite ephemerides and precise gravity solutions for Saturn, Titan and the other major moons. This allows the production of more precise normal points, which are able to constrain the orbit of the planet at meters-level for 13 years (almost half of its revolution) and to provide invaluable insights on the mass of the Kuiper belt. The results show a reduction of a factor 5 on normal points uncertainties with respect to previous analyses, providing tighter constraints on the acceptance regions of planet 9.The second research topic focuses on the production of realistic normal points derived from the end-to-end simulation of BepiColombo Mercury Orbiter Radio-science Experiment (MORE). The uncertainties of the normal points are deduced from the mapped covariance of the spacecraft state. The derived measurements are then processed with the INPOP weighted-least squares filter to quantify the achievable constraints on ephemerides and relativistic parameters., Le thème central de la thèse concerne l’utilisation des données de radio tracking pour le développement d’éphémérides planétaires, en particulier, dans deux cas : 1) analyse de données de navigation de la mission Cassini pour améliorer les éphémérides de Saturne et augmenter notre connaissance du système solaire externe ; 2) simulation des données radio de la mission ESA BepiColombo collectées durant la phase orbital à Mercure, pour évaluer leur contribution sur le développement des éphémérides planétaire de l’Intégrateur Numérique Planétaire de l’Observatoire de Paris (INPOP).Le premier sujet de recherche essaie de traiter les données de navigation de la sonde Cassini autour de Saturne en utilisant la connaissance mise à jour du système Saturnien : éphémérides précises pour les lunes du système et caractérisation de la gravité de Titan et des autres lunes principales.Ça permis la création des points normaux plus précis, capable de contraindre l’orbite de Saturne pour 13 ans (la moitié de sa révolution autour du Soleil) au niveau des mètres et de donner précieux informations sur le système solaire externe, en particulier sur la masse de la Kuiper belt et sur la possible position de P9. Les nouvelles données montrent une réduction de l’incertitude d’un facteur 5 en respect aux analyses précédentes.La deuxième partie de la thèse se concentre sur la production des simulations réalistes des données radio que le Mercury Orbiter Radio-science Experiment (MORE) de la sonde BepiColombo mesurera durant la phase scientifique de sa mission autour de Mercure.Des points normaux sont après produits avec une incertitude déduite de la matrice de covariance de l’état de la sonde estimé en utilisant ces données simulées.Ces points sont donc traités par le weighted-least square estimateur d’INPOP pour quantifier l’impact que les données de BepiColombo auront sur le développement des éphémérides planétaires, en particulier pour contraindre l’orbite de Mercure et des paramètres relativistes.

International audience; As a result of the 13-year exploration of the Saturn system by the Cassini-Huygens mission (2004–17), there has been a revolution in our understanding of Titan, Saturn's largest satellite. Titan's atmosphere shows the most complex chemistry in the solar system. A chain of chemical reactions is being initiated in the upper atmosphere by ionization and dissociation of the major species, nitrogen and methane, primarily by solar UV photons. The produced photochemical molecules and aerosols have a strong impact on the radiative budget of Titan's atmosphere, and hence on its temperature profile. Furthermore, transport by global dynamics, which reverses each half Titan year, greatly affects the distribution of these compounds. These complex couplings between chemistry, radiation, and dynamics make Titan's atmosphere an ideal laboratory to understand physical and chemical processes at play in atmospheres in general, particularly those showing the presence of photochemical haze such as Pluto or the increasing number of detected exoplanets showing hazy atmospheres. Finally, the study of Titan's chemistry has astrobiological implications as it naturally produces complex organic nitrogen species that settle to the surface to produce an organic soil. This material is postulated to be exposed to aqueous melt pools produced through meteoritic impact or cryovolcanism, or even to be transported to an underground ocean of liquid water. Therefore, we may entertain the idea that, in certain regions at the (sub-)surface of Titan, the results of chemistry leading to life as we know it may be present.

International audience; Titan was a mostly unknown world prior to the Cassini spacecraft’s arrival in July 2004. We review the major scientific advances made by Cassini’s Titan Radar Mapper (RADAR) during 13 years of Cassini’s exploration of Saturn and its moons. RADAR measurements revealed Titan’s surface geology, observed lakes and seas of mostly liquid methane in the polar regions, measured the depth of several lakes and seas, detected temporal changes on its surface, and provided key evidence that Titan contains an interior ocean. As a result of the Cassini mission, Titan has gone from an uncharted world to one that exhibits a variety of Earth-like geologic processes and surface-atmosphere interactions. Titan has also joined the ranks of “ocean worlds” along with Enceladus and Europa, which are prime targets for astrobiological research.

Stéphane Baciocchi, Bertrand Duménieu et Claude Motte, du Centre de Recherches Historiques de l’EHESS, présentent l’édition numérique (disponible en accès libre sur le site GeoHistoricalData) et papier (réalisée par l’IGN), de la feuille 52 de la carte de Cassini.

Vincent Flauraud, historien (CHEC), et Julien Chadeyron, cartographe (UCA), exposent, durant cet atelier de recherche, le travail intellectuel et technique mené pour cartographier les paroisses concordataires en Auvergne.

Pierre Boivin, chercheur au Laboratoire Magmas et Volcans (UCA), fait part de ses observations et questionnements concernant la représentation des volcans sur la feuille 52 de la carte de Cassini. Il la compare à d’autres cartes de la même période.

Jean-Michel Delaveau, géographe (UCA), propose une (re)découverte du bassin hydrographique de la région de Clermont-Ferrand en comparant les données géohistoriques de la carte de Cassini et des représentations actuelles.

Introduction du Séminaire Atlas historique (CHEC, UCA) GeoHistoricaldata (CRH, EHESS) consacré à l'édition et la valorisation de la feuille 52 de la carte de Cassini (Clermont). Jean-Philippe Luis (MSH Clermont-Ferrand), Stéphane Gomis (CHEC) et Maurizio Gribaudi (CRH) rappellent la genèse de cette collaboration entre l'UCA et l'EHESS ainsi que les enjeux de la vectorisation et de l'édition (IGN) réussies de la "feuille 52".

Dans cet atelier de recherche, Nathalie Abadie (IGN) présente la méthode mise en œuvre pour créer une base de connaissances sur les redécoupages administratifs durant la Révolution française. Elle prend l’exemple des paroisses constitutionnelles.

Saturn’s moon Titan has a dense nitrogen-rich atmosphere, with methane as its primary volatile. Titan’s atmosphere experiences an active chemistry that produces a haze of organic aerosols that settle to the surface and a dynamic climate in which hydrocarbons are cycled between clouds, rain and seas. Titan displays particularly energetic meteorology at equinox in equatorial regions, including sporadic and large methane storms. In 2009 and 2010, near Titan’s northern spring equinox, the Cassini spacecraft observed three distinctive and short-lived spectral brightenings close to the equator. Here, we show from analyses of Cassini spectral data, radiative transfer modelling and atmospheric simulations that the brightenings originate in the atmosphere and are consistent with formation from dust storms composed of micrometre-sized solid organic particles mobilized from underlying dune fields. Although the Huygens lander found evidence that dust can be kicked up locally from Titan’s surface, our findings suggest that dust can be suspended in Titan’s atmosphere at much larger spatial scale. Mobilization of dust and injection into the atmosphere would require dry conditions and unusually strong near-surface winds (about five times more than estimated ambient winds). Such strong winds are expected to occur in downbursts during rare equinoctial methane storms—consistent with the timing of the observed brightenings. Our findings imply that Titan—like Earth and Mars—has an active dust cycle, which suggests that Titan’s dune fields are actively evolving by aeolian processes. Saturn’s moon Titan may have an active dust cycle in equatorial regions driven by storm winds, Cassini observations consistent with dust suspension in Titan’s atmosphere suggest.

The thesis focused on the study of Jupiter's auroral radio emissions, produced close to the local electronic cyclotron frequency by Maser Cyclotron instability, powered by resonant electrons of energies of a few keV, accelerated along high magnetic field lines at high latitude.I first took over, validated and extended the simulation code ExPRES (Exoplanetary and Planetary Radio Emissions Simulator) developed at LESIA, which allows to produce dynamic spectra of visible radio emissions for a given observer. I performed a parametric study of simulations of radio emissions induced by Io in order to quantify the role of the main free parameters of the code (distribution function and energy of the electrons, magnetic field model, position of the active magnetic field line and altitude of the ionospheric cutoff). This study confirmed that Io emissions are correctly reproduced only when the radiation is oblique to the magnetic field lines, which is simulated by ExPRES through loss cone electronic distribution functions. I have also shown that (a) the parameters that mainly control the shape of the simulated emissions in the time-frequency plane are the magnetic field model and the electron energy, and that (b) the simulations are in excellent agreement with observations, with a time window of uncertainty of ± 2 hours.Using this code, I produced long-term simulations of radio emissions induced by Io, and those expected for Europa, Ganymede and Callisto. Comparing these simulations with several years of Jupiter observations recorded with the Voyager / PRA and Cassini / RPWS instruments (punctually supplemented by those of the Nançay decametric array), I proved the existence of radio emissions induced by Europa and Ganymede. The statistical study of these emissions allowed me to establish their average properties (extension in frequency, temporal variability, and occurrence). This result opens a new field of study, remotely and in the long-term, of the planet-satellite interactions other than Io-Jupiter.The comparison of these simulations with the Juno / Waves observations allowed me to unambiguously identify the radio emissions induced by Io, as well as their hemisphere of origin (without knowing their polarization, not measured by Juno / Waves), for an observer close to the equator (case of the Earth), as at higher latitudes. Thanks to these simulations, I have also shown that the emissions are visible only if the opening of the emission angle is greater than 70 ° ± 5 °.Finally, I began a statistical study of the spatial distribution of auroral radio sources traversed by the Juno probe. I thus mapped the sources of the various components (kilometer to HF) of Jovian radio broadcasts. Comparison with recent magnetic field models, as well as UV imagery (Juno / UVS and Hubble / STIS) allowed me to demonstrate a correlation of radio emissions with the main auroral oval.; La thèse a porté sur l’étude des émissions radio aurorales de Jupiter, produites proche de la fréquence cyclotron électronique locale par Instabilité Maser Cyclotron, alimentée par des électrons résonants d’énergies de quelques keV, accélérés le long des lignes de champ magnétique de haute latitude.J’ai tout d’abord repris, validé et étendu le code de simulation SERPE (Simulateur d’Émissions Radio Planétaire et Exo–planétaire) développé au LESIA, qui permet de produire des spectres dynamiques des émissions radio visibles pour un observateur donné. J’ai effectué une étude paramétrique des simulations des émissions radio induites par Io afin de quantifier le rôle des principaux paramètres libres du code (fonction de distribution et énergie des électrons, modèle de champ magnétique, position de la ligne de champ magnétique active et altitude de la coupure ionosphérique). Cette étude a confirmé que les émissions Io sont correctement reproduites seulement lorsque le rayonnement est oblique par rapport aux lignes de champ magnétique, ce qui est simulé par SERPE grâce à des fonctions de distribution électronique de type cône de perte. J’ai également montré que (a) les paramètres qui contrôlent principalement la forme des émissions simulées dans le plan temps-fréquence sont le modèle de champ magnétique et l’énergie des électrons, et que (b) les simulations sont en excellent accord avec les observations, moyennant une fenêtre d’incertitude temporelle de ±2 heures.À l’aide de ce code, j’ai réalisé des simulations au long cours des émissions radio induites par Io, et de celles attendues pour Europe, Ganymède et Callisto. En comparant ces simulations à plusieurs années d’observations de Jupiter enregistrées avec les instruments Voyager/PRA et Cassini/RPWS (ponctuellement complétées par celles du réseau décamétrique de Nançay), j’ai prouvé l’existence d’émissions radio induites par Europe et Ganymède. L’étude statistique de ces émissions m’a permis d’établir leur propriétés moyennes (extension en fréquence, variabilité temporelle, et occurrence). Ce résultat ouvre un nouveau champ d’étude à distance, et au long cours, des interactions planète–satellites autres que Io–Jupiter.La comparaison de ces simulations avec les observations Juno/Waves m’a permis d’identifier sans ambiguïté les émissions radio induites par Io, ainsi que leur hémisphère d’origine (sans connaitre leur polarisation, non–mesurée par Juno/Waves), pour un observateur proche de l’équateur (cas de la Terre), comme a des latitudes plus hautes. Grâce à ces simulations, j’ai également montré que les émissions sont visibles seulement si l’ouverture de l’angle d’émission est supérieure à 70°±5°.Enfin, j’ai entamé une étude statistique de la distribution spatiale des sources radio aurorales traversées par la sonde Juno. J’ai ainsi cartographié les sources des diverses composantes (kilométriques à décamétriques) des émissions radio joviennes. La comparaison avec des modèles de champ magnétique récents, ainsi qu’avec des images UV (Juno/UVS et Hubble/STIS) m’a permis de démontrer une corrélation des émissions radio avec l’ovale auroral principal.

This thesis focused on the study of Jupiter’s auroral radio emissions, produced close to the local electronic cyclotron frequency by the Maser Cyclotron instability powered by resonant electrons of a few keV, accelerated along high magnetic field lines at high latitude.I first took over, validated and extended the simulation code ExPRES (Exoplanetary and Planetary Radio Emissions Simulator) developed at LESIA, which allows us to pro- duce dynamic spectra of auroral radio emissions visible for a given observer. I performed a parametric study of the simulations of radio emissions induced by Io in order to quantify the role of ExPRES free parameters (distribution function and energy of the electrons, magnetic field model, position of the active magnetic field line and altitude of the ionos- pheric cutoff). This study confirmed that Io emissions are correctly reproduced only when the radiation is oblique to the magnetic field lines, which is simulated by ExPRES through loss cone electronic distribution functions. I have also shown that (a) the parameters that mainly control the shape of the simulated emissions in the time-frequency plane are the magnetic field model and the electron energy, and that (b) the simulations are in excellent agreement with observations, with a time window of uncertainty of ±2 hours.Using this code, I produced long-term simulations of radio emissions induced by Io, and those expected for Europa, Ganymede and Callisto. Comparing these simulations with several years of Jupiter observations recorded with the Voyager / PRA and Cassini / RPWS instruments (punctually supplemented by those of the Nançay decameter array), I proved the existence of radio emissions induced by Europa and Ganymede. The statistical study of these signatures allowed me to measure their average properties (extension in frequency, temporal variability, and occurrence). This result opens a new field of study of planet-satellite interactions other than Io-Jupiter.The comparison of these simulations with the Juno / Waves observations allowed me to unambiguously identify the radio emissions induced by Io, as well as their hemisphere of origin (without knowing their polarization, not measured by Juno / Waves), for an observer close to the equator (case of the Earth) and at higher latitudes. Thanks to these simulations, I have also shown that the emissions are visible only if the opening of the emission angle is greater than 70 ̊± 5 ̊ and if the observer is in the same magnetic hemisphere as the sources.Finally, I began a statistical study of the spatial distribution of auroral radio sources traversed by the Juno probe. I thus mapped the sources of the various components (kilo- meter to HF) of Jovian radio broadcasts. Comparison with recent magnetic field models, as well as UV imagery (Juno / UVS and Hubble / STIS) allowed me to show that they are colocated with the main auroral oval.; La thèse a porté sur l’étude des émissions radio aurorales de Jupiter, produites proches de la fréquence cyclotron électronique locale par l’Instabilité Maser Cyclotron alimentée par des électrons résonants de quelques keV, accélérés le long des lignes de champ magné- tique de haute latitude.J’ai tout d’abord repris, validé et étendu le code de simulation SERPE (Simulateur d’Emissions Radio Planétaire et Exo-planétaire) développé au LESIA, qui permet de pro- duire des spectres dynamiques des émissions radio aurorales visibles pour un observateur donné. J’ai effectué une étude paramétrique des simulations des émissions radio induites par Io afin de quantifier le rôle des paramètres libres du code (fonction de distribution et énergie des électrons, modèle de champ magnétique, position de la ligne de champ ma- gnétique active et altitude de la coupure ionosphérique). Cette étude a confirmé que les émissions Io sont correctement reproduites seulement lorsque le rayonnement est oblique par rapport aux lignes de champ magnétique, ce qui est simulé par SERPE grâce à des fonctions de distribution électronique de type cône de perte. J’ai également montré que (a) les paramètres qui contrôlent principalement la forme des émissions simulées dans le plan temps-fréquence sont le modèle de champ magnétique et l’énergie des électrons, et que (b) les simulations sont en excellent accord avec les observations, moyennant une fenêtre d’incertitude temporelle de ±2 heures.À l’aide de ce code, j’ai réalisé des simulations au long cours des émissions radio in- duites par Io, et de celles attendues pour Europe, Ganymède et Callisto. En comparant ces simulations à plusieurs années d’observations de Jupiter enregistrées avec les instru- ments Voyager/PRA et Cassini/RPWS (ponctuellement complétées par celles du réseau décamétrique de Nançay), j’ai prouvé l’existence d’émissions radio induites par Europe et Ganymède. L’étude statistique de ces émissions m’a permis d’établir leur propriétés moyennes (extension en fréquence, variabilité temporelle, et occurrence). Ce résultat ouvre un nouveau champ d’étude à distance, et au long cours, des interactions planète–satellites autres que Io–Jupiter.La comparaison de ces simulations avec les observations Juno/Waves m’a permis d’identifier, sans ambiguïté, les émissions radio induites par Io, ainsi que leur hémisphère d’origine (sans connaitre leur polarisation, non–mesurée par Juno/Waves), pour un ob- servateur proche de l’équateur (cas de la Terre) et a des latitudes plus hautes. Grâce à ces simulations, j’ai également montré que les émissions sont visibles seulement si l’angle du feuillet conique d’émission est supérieure à 70 ̊±5 ̊et si l’observateur est situé dans le même hémisphère magnétique que les sources produisant l’émission.Enfin, j’ai entamé une étude statistique de la distribution spatiale des sources radio aurorales traversées par la sonde Juno. J’ai ainsi cartographié les sources des diverses com- posantes (kilométriques à décamétriques) des émissions radio joviennes. La comparaison avec des modèles de champs magnétiques récents, ainsi qu’avec des images UV (Juno/UVS et Hubble/STIS) m’a permis de montrer qu’elles étaient co–localisées avec l’ovale auroral principal.

We report on a set of clear and abrupt decreases in the high-frequency boundary of whistler mode emissions detected by Cassini at high latitudes (about +/- 40 degrees) during the low-altitude proximal flybys of Saturn. These abrupt decreases or dropouts have start and stop locations that correspond to L shells at the edges of the A and B rings. Langmuir probe measurements can confirm, in some cases, that the abrupt decrease in the high-frequency whistler mode boundary is associated with a corresponding abrupt electron density dropout over evacuated field lines connected to the A and B rings. Wideband data also reveal electron plasma oscillations and whistler mode cutoffs consistent with a low-density plasma in the region. The observation of the electron density dropout along ring-connecting field lines suggests that strong ambipolar forces are operating, drawing cold ionospheric ions outward to fill the flux tubes. There is an analog with the refilling of flux tubes in the terrestrial plasmasphere. We suggest that the ring-connected electron density dropouts observed between 1.1 and 1.3 R-s are connected to the low-density ring plasma cavity observed overtop the A and B rings during the 2004 Saturn orbital insertion pass. Plain Language Summary We present Cassini observations during the close passes by the planet Saturn indicating that plasma on magnetic field lines that pass through the A and B rings is of anomalously low density. These observations are consistent with the Saturn orbit insertion observations of a plasma cavity located at equatorial regions overtop the dense B ring. Using a terrestrial analogy, we suggest that the low-density conditions overtop the rings create an electrical force, called an ambipolar electric field that draws plasma out of the ionosphere in an attempt to replenish the plasma void found at equatorial regions.

International audience; This chapter is intended to provide a concise overview of the state of knowledge regarding the temperature, clouds, and aerosols of the terrestrial bodies of our Solar System, namely Mars, Venus, and Titan. These bodies are the planetary objects that most resemble the Earth. The atmosphere of each body is described in terms of composition and vertical structure. We distinguish and compare the extent of the various atmospheric compartments that form the atmospheric column, from the troposphere up to the thermosphere. The temperature structure is then presented, and the main causes known for explaining its variations on each body are listed. The specific roles of waves, radiation, as well as convection in shaping temperature profiles are then discussed. In a second part, the particulate components of these atmospheres, clouds and aerosols, are described in terms of their physical properties (composition, optical properties) and of their variability in both space and time. Mars , Venus, and Titan exhibit a remarkable variety of clouds and aerosols. Our knowledge about them has made considerable progress thanks to the success of space missions during the last two decades, while in parallel theoretical models have improved to the point that three-dimensional Global Climate Models now include the detailed physics of clouds and aerosols. As a result, it is now widely recognized that particulates play a key role in forcing the climate and the evolution of these bodies.

International audience; We infer surface properties, such as surface albedo and atmospheric contributions in the form of haze content, of the mid-latitude region of Titan. In previous studies [1;2] we reported results on two areas presenting indications for possible changes in surface albedo with time [2]. We also investigate the endogenic or exogenic processes linked to the formation of the various mid-latitude geomorphological units. These could be aeolian, fluvial, sedimentary, cryovolcanic, lacustrine, and more. Furthermore, deposition of organics through the atmosphere seems to be predominantly present [1]. We now focus on constraining the chemical composition of the various geomorphological units [5;6] by investigating the lower atmosphere of Titan from Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) spectro-imaging data by use of a recently updated radiative transfer code in the near-IR range. For the distinction of geomorphological units we use RADAR/SAR data [4]. We study the units of interest identified in [1;3] and [4]: mountains, plains, labyrinths, dune fields, and possible cryovolcanic and/or evaporitic features (the latter two are albedo features, [4;5]). Our findings indicate that many of the regions from the same geomorphological unit show compositional variations depending on location, while units of significant geomorphological differences seem to consist of very similar material mixtures. Preliminary results on the chemical composition of the regions that have shown temporal changes (i.e. Tui Regio and Sotra Patera; [6]) are also presented. The albedo differences and similarities among the various geomorphological terrains set constraints on the possible geological processes that govern Titan's surface. References: [1] Lopes, R.M.C., et al.: Icarus, 270, 162-182, 2016; [2] Solomonidou, A., et al.: Icarus, 270, 85-99, 2016; [3] Lopes, R.M.C., et al.: Icarus, 205, 540-558, 2010; [4] Malaska, M., et al.: Icarus, 270, 130-161, 2016; [4] Barnes, J., et al.: Pl. Scie., 2:1, 2013; [5] Solomonidou, A., et al.: JGR, 119, 1729-1747, 2014; [6] Schmitt, B., et al.: GhoSST database (ghosst.osug.fr).

The MeV proton radiation belts of Saturn are isolated from the middle and outer magnetosphere and the source of these high energy protons should be related to the access of Galactic Cosmic Rays (GCRs) in the system. To validate this hypothesis it is first of all necessary to determine the realistic spectrum of GCRs at Saturn. Previously only theoretical attempts were performed in order to calculate the GCR spectra. In this thesis I provide for the first time the numerical solution for the determination of the GCR access to the upper atmosphere and rings of Saturn. The proposed method is based on the charged particle tracing technique and a code that was developed specifically for this purpose. For the validation of the code, the Cassini MIMI/LEMMS observations during the Rhea and Dione flybys were modeled using the tracer and the obtained results were compared to the observations. It was demonstrated that even a weak perturbation of the magnetic field lines can produce measurable changes in the spatial and energy distribution of fluxes measured by MIMI/LEMMS that can be accurately simulated by particle tracing. These results are important for the correct interpretation of the MIMI/LEMMS data, and offer capabilities for a precise in-flight instruments' cross-calibration besides the validation of our simulation code. After this validation the particle tracer was applied for simulating the access of the GCRs. The GCRs access to the rings and atmosphere was obtained, the GCRs spectra were reconstructed and were in part also validated using additional Cassini observations. Dependencies of the spectral parameters on the time, incidence direction, etc., were also obtained offering all necessary information for simulating the interaction of GCRs with the Saturnian system during different phases of the Cassini mission. That includes also the Proximal orbits of 2017, during which Cassini will sample for the first time the radiation belts inside the D-ring of the planet, a region which is likely populated only by GCR secondaries.; Dans la magnétosphère de Saturne les ceintures de radiation de protons de haute énergie (de l’ordre de quelques MeV) s’avèrent être isolées de la magnétosphère moyenne et externe, et la source de ces protons de haute énergie devraient être liée aux rayons cosmiques galactiques (GCR). Pour valider cette hypothèse il est d'abord nécessaire de déterminer le flux de GCR accédant à Saturne de manière réaliste. Auparavant, seulement des tentatives théoriques ont été effectuées afin de vérifier cette idée. Dans cette thèse, pour la première est développée une solution numérique pour la détermination de l'accès des GCR à l'atmosphère et aux anneaux de Saturne. La méthode proposée est basée sur le traçage de particules chargées et le code a été développé spécifiquement pour la magnétosphère de Saturne. Lors de la validation de la méthode les observations de Cassini MIMI / LEMMS acquises pendant les survols de Rhéa et de Dioné ont été modélisées à l'aide du traceur et les résultats obtenus ont été comparés aux observations. Il a été découvert que le « draping » des lignes de champ magnétique autour de ces satellites de glace, même si il produit des perturbations locales de seulement quelques pour cent du champ magnétique ambient, peut produire des changements mesurables dans la distribution spatiale et l'énergie des flux des ions énergétiques mesurés par MIMI / LEMMS. Ces résultats sont importants pour l'interprétation correcte des données MIMI / LEMMS, et offrent des fonctionnalités pour l’étalonnage croisé précis en vol des instruments. Après cette validation du traceur de particules il a été appliqué pour un calcul à rebours dans le temps des GCR accédant à Saturne. L'énergie d'accès des GCR a été obtenue, les spectres des GCR ont été reconstruits et le flux intégré de GCR autour de Saturne et de ses anneaux a été calculé. Les résultats obtenus sont essentiels pour la compréhension de la formation des ceintures de radiation de protons, ainsi que pour la future investigation du processus CRAND sur Saturne, pour l'évaluation de l'intensité de la ceinture de radiation intérieure et pour d'autres projets, discutés dans cette thèse.

International audience; We analyze Cassini VIMS data of several areas on Titan's surface looking for variations with time. Three of these locations are near the equator (10-30°S), namely Hotei Regio, Tui Regio and Sotra Patera; in some cases changes in brightness and/or in appearance were reported therein. We also investigate a portion of the undifferentiated plains, areas relatively homogeneous and dark in radar observations, located near 20-25°N. This is a follow-up on a previous paper in which we had inferred surface albedos for some distinct regions of interest (RoIs) identified within the Hotei, Tui and Sotra areas through a Principal Component Analysis (PCA) and radiative transfer (RT) modeling (Solomonidou [2014]. J. Geophys. Res. 119, 1729-1747). We apply the same methods here to a larger dataset looking for variations of the surface albedo with time and using the Huygens landing site as the 'ground truth' for calibration purposes. As expected, the undifferentiated plains remain unchanged from January 2010 to June 2012. Our analysis of Hotei Regio data from March 2005 to March 2009 also does not show any significant surface albedo variations within uncertainties. We note however that our RT retrievals are not optimal in this case because of the use of a plane-parallel code and the unfavorable geometry of the associated datasets. Conversely, Tui Regio and Sotra Patera show surface albedo fluctuations with time with pronounced trends for darkening and for brightening respectively. The Tui Regio spectrum exhibits a surface albedo decrease from March 2005 to February 2009, at 0.94, 1.08, 2.03, and 5 lm wavelengths, while the spectrum shape remains the same over that time. On the contrary, the Sotra Patera area became at least two times brighter within a year (April 2005-February 2006), at 1.58 lm, 2.03 lm, and 5 lm. We also retrieved surface albedo spectra for three reference regions surrounding Hotei, Tui and Sotra and for three additional regions we use as 'test cases' that correspond to dune fields. During the time periods explored here we find that, as expected and contrary to Tui Regio and Sotra Patera, the test cases did not show any significant changes in surface albedo. We therefore suggest that temporal variations of surface albedo exist for some areas on Titan, but that their origin may differ from one region to the other. They could be due to diverse, past and/or ongoing formation processes (endogenic and/or exogenic, possibly cryovolcanic), as discussed here.

International audience; The Cassini Synthetic Aperture Radar has been acquiring images of Titan's surface since October 2004. To date, 59% of Titan's surface has been imaged by radar, with significant regions imaged more than once. Radar data suffer from speckle noise hindering interpretation of small-scale features and comparison of reimaged regions for change detection. We present here a new image analysis technique that combines a denoising algorithm with mapping and quantitative measurements that greatly enhance the utility of the data and offers previously unattainable insights. After validating the technique, we demonstrate the potential improvement in understanding of surface processes on Titan and defining global mapping units, focusing on specific landforms including lakes, dunes, mountains, and fluvial features. Lake shorelines are delineated with greater accuracy. Previously unrecognized dissection by fluvial channels emerges beneath shallow methane cover. Dune wavelengths and interdune extents are more precisely measured. A significant refinement in producing digital elevation models is shown. Interactions of fluvial and aeolian processes with topographic relief is more precisely observed and understood than previously. Benches in bathymetry are observed in northern sea Ligeia Mare. Submerged valleys show similar depth suggesting that they are equilibrated with marine benches. These new observations suggest a liquid level increase in the northern sea, which may be due to changes on seasonal or longer timescales.

International audience; construct the depth profile--the bathymetry--of Titan's large sea Ligeia Mare from Cassini RADAR data collected during the 23 May 2013 (T91) nadir-looking altimetry flyby. We find the greatest depth to be about 160 m and a seabed slope that is gentler toward the northern shore, consistent with previously imaged shoreline morphologies. Low radio signal attenuation through the sea demonstrates that the liquid, for which we determine a loss tangent of 3 ± 1*10-5, is remarkably transparent, requiring a nearly pure methane-ethane composition, and further that microwave absorbing hydrocarbons, nitriles, and suspended particles be limited to less than the order of 0.1% of the liquid volume. Presence of nitrogen in the ethane-methane sea, expected based on its solubility and dominance in the atmosphere, is consistent with the low attenuation, but that of substantial dissolved polar species or suspended scatterers is not.

Numéro non encore paru au moment du dépôt; National audience; The integration of information contained in old topographic maps into a historical topographic framework (spatio-temporal database) is a complex task due to the inherent imperfection of data. This article focuses on the georeferencing and data matching process of vector point data extracted from the black and white version of Cassini's maps with the vector topographic database of the French mapping agency's large scale framework (BD TOPO, version 2011). Each Cassini sheet is georeferenced using a unique and reversible transformation enabling provision of information such as the location of historical geographical objects, thus allowing to study the imprecision of these locations and the cartographic inconsistencies of Cassini's maps. Then an improvement of the data matching process following a multi-criteria analysis approach is proposed in order to partially automate the data matching parameterisation and to ease results analysis.; L'intégration de l'information contenue dans les cartes topographiques anciennes dans un référentiel topographique historique (une base de donnée spatio-temporelle) est difficile du fait de l'imperfection inhérente à ces données. Cet article se focalise sur le géoréférencement et l'appariement des données ponctuelles extraites de la carte de Cassini, version noir et blanc, avec la BD TOPO, base de données topographique vectorielle du Référentiel à Grande Échelle de l'IGN, version 2011. Le géoréférencement proposé est réversible et appliqué indépendamment pour chaque feuille. Il permet de positionner des objets géographiques historiques vectoriels et ainsi d'étudier les imprécisions de leur localisation ainsi que les incohérences cartographiques des cartes de Cassini. Une amélioration du processus d'appariement suivant une approche multi-critères est ensuite proposée, afin d'automatiser partiellement le paramétrage et de faciliter l'analyse des résultats.

We report on the first analysis of magnetospheric cusp observations at Saturn by multiple in situ instruments onboard the Cassini spacecraft. Using this we infer the process of reconnection was occurring at Saturn's magnetopause. This agrees with remote observations that showed the associated auroral signatures of reconnection. Cassini crossed the northern cusp around noon local time along a poleward trajectory. The spacecraft observed ion energy-latitude dispersionsa characteristic signature of the terrestrial cusp. This ion dispersion is stepped, which shows that the reconnection is pulsed. The ion energy-pitch angle dispersions suggest that the field-aligned distance from the cusp to the reconnection site varies between approximate to 27 and 51 R-S. An intensification of lower frequencies of the Saturn kilometric radiation emissions suggests the prior arrival of a solar wind shock front, compressing the magnetosphere and providing more favorable conditions for magnetopause reconnection. Key Points We observe evidence for reconnection in the cusp plasma at Saturn We present evidence that the reconnection process can be pulsed at Saturn Saturn's cusp shows similar characteristics to the terrestrial cusp

This PhD project focuses on the study of the upper atmosphere of Titan from the analysis of Cassini-UVIS data and laboratory measurements of absorption cross sections.A characterization of the UVIS instrument and observations was necessary. Data from the Far UltraViolet (FUV) and Extreme UltraViolet (EUV) channels of UVIS were analyzed and corrected for instrument effects. From the analysis of 8 solar occultations in EUV, N2 and CH4 number density profiles were derived with an inversion regularization method. Temperatures were obtained from the N2 profiles assuming an isothermal upper atmosphere. Stellar occultations in FUV were modeled and a density retrieval technique characterized. The possibility of detection for different molecules (some of them not detected by this technique before) was analyzed. Then, using a Levenberg-Marquardt minimization algorithm, column density profiles for different hydrocarbons and nitriles, and optical depth of aerosols were obtained from simulated data. The column densities and optical depth were inverted with a regularization method to obtain number density profiles for the molecules and extinction profiles for the aerosols. The procedure was finally applied to 2 stellar occultations measured by UVIS. The species studied are CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, C6H6, HC3N, CH3, and aerosols (AER). The profiles from the stellar and solar occultations were obtained for different times and locations. The temperatures derived were analyzed as a function of geographical and temporal variables---latitude, longitude, date of observation, etc.---without a clear correlation with any of them, although a trend of decreasing temperature towards the poles could be observed. The globally averaged temperature obtained is (144 +/- 2) K. Atmospheric variability was discussed on the light of these results.Benzene (C6H6) is an important molecule detected in Titan's atmosphere because it is thought to be intermediate between the gas and solid particle formation. Measurements of absorption in the ultraviolet by benzene gas, at temperatures covering the range from room temperature to 215 K, were performed in different international facilities. From them, benzene absorption cross sections were derived and analyzed in terms on the transitions observed. No significant variation with measurement temperature was observed. Implications of this results for the identification of benzene in Titan's thermosphere by UVIS were discussed. The absorption cross sections were used in the derivation of C6H6 abundances in Titan's thermosphere commented above.In summary the analysis of UVIS observations presented contribute to the characterization of the upper atmosphere through N2 density profiles, thermospheric temperatures, density profiles of minor species and extinction profiles from aerosols. This observational data will help to constrain and contrast photochemical models. The abundance profiles and temperatures given for different geographical and temporal coordinates can be used to further study the atmospheric variability. As a whole, the results of this work are expected to help in the understanding of Titan's upper atmospheric composition and dynamics. This knowledge, combined with information about Titan's lower atmosphere and surface, will help to understand the evolution of organic molecules in this neighboring abiotic celestial body; Ce projet de thèse porte sur l'étude de la haute atmosphère de Titan à partir de mesures en laboratoire de sections efficaces d'absorption et de l'analyse des données de Cassini-UVIS.La caractérisation de l'instrument et des observations effectuées par UVIS était nécessaire. Les données provenant des canaux ultraviolet lointain (FUV) et ultraviolet extrême (EUV) d'UVIS ont été analysées et corrigées des effets instrumentaux. A partir de l'analyse de huit occultations solaires dans l'EUV, les profils de densité volumique de N2 et CH4 ont été déterminés par une méthode d'inversion avec régularisation. Les températures ont ensuite été obtenues à partir des profils de N2 en supposant une haute atmosphère isotherme. Les occultations stellaires dans le FUV ont été modélisés et une technique de détermination des densités caractérisée. La possibilité de détection de différentes molécules (dont certaines n'avaient jamais été observés par cette technique avant) a été analysée. Puis, en utilisant l'algorithme de minimisation de Levenberg–Marquardt, les profils de densité de colonne pour différents hydrocarbures et de profondeurs optiques pour les aérosols ont été obtenus à partir de données simulés. Les densités de colonne ont été inversées avec une procédure de régularisation afin d'obtenir des profils de densité volumique pour les hydrocarbures et des profils d'extinction pour les aérosols. La procédure a finalement été appliquée à deux occultations stellaires mesurées par UVIS. Les hydrocarbures étudiés sont CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, HC3N et C6H6.Les profils issus des occultations stellaires et solaires ont été obtenus pour différentes dates et des différents lieux. Les profils et les températures dérivés ont donc été analysés en fonction des variables géographiques et temporelles : latitude, longitude, date d'observation, etc. La variabilité atmosphérique est discutée à la lumière de ces résultats.Le benzène (C6H6), une molécule détectée dans l'atmosphère de Titan, est particulièrement importante car elle est considéré comme intermédiaire entre le gaz et la formation des particules solides. Des mesures de l'absorption du benzène dans le domaine ultraviolet, à des températures qui couvrent une gamme de température allant de l'ambiante à 215 K, ont été réalisées dans différentes installations internationales. A partir de ces mesures, la section efficace d'absorption du benzène a été déterminée et analysée en termes des transitions observées et en fonction de la température de mesure. Ces résultats ont été utilisés dans le calcul d'abondance de C6H6 dans la thermosphère de Titan comme indiqué dans les paragraphes précédents.En résumé, l'analyse des observations UVIS présentées contribuent à la caractérisation de la haute atmosphère à travers des profils de N2, de températures thermosphériques et des profils de différents hydrocarbures et nitrile. Ces données d'observation aideront à contraindre les modèles photochimiques. Les profils d'abondance donnés en fonction de différentes coordonnées géographiques et temporelles pourront être utilisés pour étudier plus avant la variabilité atmosphérique. Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de l'haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin.Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de la haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin

International audience; The aim of the GeoPeuple project is to analyze the raise of population from the late XVIII to the early XXI century according to the topographic elements that characterize each commune (administrative area conceptually close to municipality): the infrastructure, the equipment, the settlements as well as the natural component such as the relief. We wish to learn more about the history of each commune but also to identify stylized facts if any. In order to understand the evolution of the population at the commune level, a first web interface has been proposed. It allows a better understanding of the aggregation processes. Then we built topographic vector data bases from old maps which required the understanding of the map content as well as a long process of interactive digitalization. To start the analysis step, we developed indices that characterize each commune. At least the analysis is performed: it is based first on the classification of each commune over time. Current study is focusing on the analysis of transitions over time.

This PhD project focuses on the study of the upper atmosphere of Titan from the analysis of Cassini-UVIS data and laboratory measurements of absorption cross sections.A characterization of the UVIS instrument and observations was necessary. Data from the Far UltraViolet (FUV) and Extreme UltraViolet (EUV) channels of UVIS were analyzed and corrected for instrument effects. From the analysis of 8 solar occultations in EUV, N2 and CH4 number density profiles were derived with an inversion regularization method. Temperatures were obtained from the N2 profiles assuming an isothermal upper atmosphere. Stellar occultations in FUV were modeled and a density retrieval technique characterized. The possibility of detection for different molecules (some of them not detected by this technique before) was analyzed. Then, using a Levenberg-Marquardt minimization algorithm, column density profiles for different hydrocarbons and nitriles, and optical depth of aerosols were obtained from simulated data. The column densities and optical depth were inverted with a regularization method to obtain number density profiles for the molecules and extinction profiles for the aerosols. The procedure was finally applied to 2 stellar occultations measured by UVIS. The species studied are CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, C6H6, HC3N, CH3, and aerosols (AER). The profiles from the stellar and solar occultations were obtained for different times and locations. The temperatures derived were analyzed as a function of geographical and temporal variables---latitude, longitude, date of observation, etc.---without a clear correlation with any of them, although a trend of decreasing temperature towards the poles could be observed. The globally averaged temperature obtained is (144 +/- 2) K. Atmospheric variability was discussed on the light of these results.Benzene (C6H6) is an important molecule detected in Titan's atmosphere because it is thought to be intermediate between the gas and solid particle formation. Measurements of absorption in the ultraviolet by benzene gas, at temperatures covering the range from room temperature to 215 K, were performed in different international facilities. From them, benzene absorption cross sections were derived and analyzed in terms on the transitions observed. No significant variation with measurement temperature was observed. Implications of this results for the identification of benzene in Titan's thermosphere by UVIS were discussed. The absorption cross sections were used in the derivation of C6H6 abundances in Titan's thermosphere commented above.In summary the analysis of UVIS observations presented contribute to the characterization of the upper atmosphere through N2 density profiles, thermospheric temperatures, density profiles of minor species and extinction profiles from aerosols. This observational data will help to constrain and contrast photochemical models. The abundance profiles and temperatures given for different geographical and temporal coordinates can be used to further study the atmospheric variability. As a whole, the results of this work are expected to help in the understanding of Titan's upper atmospheric composition and dynamics. This knowledge, combined with information about Titan's lower atmosphere and surface, will help to understand the evolution of organic molecules in this neighboring abiotic celestial body, Ce projet de thèse porte sur l'étude de la haute atmosphère de Titan à partir de mesures en laboratoire de sections efficaces d'absorption et de l'analyse des données de Cassini-UVIS.La caractérisation de l'instrument et des observations effectuées par UVIS était nécessaire. Les données provenant des canaux ultraviolet lointain (FUV) et ultraviolet extrême (EUV) d'UVIS ont été analysées et corrigées des effets instrumentaux. A partir de l'analyse de huit occultations solaires dans l'EUV, les profils de densité volumique de N2 et CH4 ont été déterminés par une méthode d'inversion avec régularisation. Les températures ont ensuite été obtenues à partir des profils de N2 en supposant une haute atmosphère isotherme. Les occultations stellaires dans le FUV ont été modélisés et une technique de détermination des densités caractérisée. La possibilité de détection de différentes molécules (dont certaines n'avaient jamais été observés par cette technique avant) a été analysée. Puis, en utilisant l'algorithme de minimisation de Levenberg–Marquardt, les profils de densité de colonne pour différents hydrocarbures et de profondeurs optiques pour les aérosols ont été obtenus à partir de données simulés. Les densités de colonne ont été inversées avec une procédure de régularisation afin d'obtenir des profils de densité volumique pour les hydrocarbures et des profils d'extinction pour les aérosols. La procédure a finalement été appliquée à deux occultations stellaires mesurées par UVIS. Les hydrocarbures étudiés sont CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, HC3N et C6H6.Les profils issus des occultations stellaires et solaires ont été obtenus pour différentes dates et des différents lieux. Les profils et les températures dérivés ont donc été analysés en fonction des variables géographiques et temporelles : latitude, longitude, date d'observation, etc. La variabilité atmosphérique est discutée à la lumière de ces résultats.Le benzène (C6H6), une molécule détectée dans l'atmosphère de Titan, est particulièrement importante car elle est considéré comme intermédiaire entre le gaz et la formation des particules solides. Des mesures de l'absorption du benzène dans le domaine ultraviolet, à des températures qui couvrent une gamme de température allant de l'ambiante à 215 K, ont été réalisées dans différentes installations internationales. A partir de ces mesures, la section efficace d'absorption du benzène a été déterminée et analysée en termes des transitions observées et en fonction de la température de mesure. Ces résultats ont été utilisés dans le calcul d'abondance de C6H6 dans la thermosphère de Titan comme indiqué dans les paragraphes précédents.En résumé, l'analyse des observations UVIS présentées contribuent à la caractérisation de la haute atmosphère à travers des profils de N2, de températures thermosphériques et des profils de différents hydrocarbures et nitrile. Ces données d'observation aideront à contraindre les modèles photochimiques. Les profils d'abondance donnés en fonction de différentes coordonnées géographiques et temporelles pourront être utilisés pour étudier plus avant la variabilité atmosphérique. Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de l'haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin.Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de la haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin

Owing to its very dense and extended rings as well as the diversity of its satellites, the Saturnian system is a peculiar object in the solar system. However, although Cassini spacecraft, in orbit around Saturn since July 2004, has provided an impressive amount of data, the origin of the entire system (planet-rings-satellites) still remains largely unknown. The lack of constraints on ring's mass and age, coupled with the poor knowledge of rheological properties of satellites ground, in particular Enceladus, do not allow to disentangle between formation models.Mains remote sensing instruments on board the Cassini spacecraft give access to the photometrical behavior of observed bodies, mainly controlled by the regolith that blanket them as well as their macroscopic structure (e.g. ring's thickness and density, satellite's surface topography…). Hence, during my PhD I have developed planetary surfacephotometrical models, which take into account multi-scale effects. Comparison between these models and Cassini spectro-photometrical data leads to the first determination of Saturn's rings structure as a function of its distance to Saturn as well as their chemical composition. A similar work based on shadow measurements of Enceladus's craters gave access to its ground rheological properties.After a brief introduction on the general context of Saturn's formation models and the photometrical multi-scale models I built, I will detail the final results on these two objects and will discuss how this knew knowledge helps us to better understand how this unique system has formed., Le système de Saturne se singularise dans le système solaire de par l'importance de son système d'anneau, extrêmement massif et étalé ainsi que par la grande diversité de ses satellites naturels. Néanmoins, malgré la grande quantité de données recueillies par la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne depuis Juillet 2004, le mode de formation du système dans son ensemble (planète-satellites-anneaux) reste une énigme. Le manque de contraintes sur la masse et l'âge des anneaux, couplé à la mauvaise connaissance des propriétés rhéologiques de la surface des satellites, en particulier d'Encelade, ne permettent pas à l'heure actuelle de trancher entre les différents scénarios de formations.Les principaux instruments de la sonde Cassini donnent accès au comportement photométrique des corps observés, contrôlé aussi bien par le régolithe microscopique les recouvrant que par leur structure macroscopique (épaisseur et densité des anneaux, topographie des surfaces des satellites par exemple). C'est pourquoi, au cours de ma thèse je me suis intéressé à modéliser la photométrie des surfaces planétaires en distinguant ces effets multi-échelles. La comparaison de ces modèles aux données spectro-photométriques de la sonde Cassini a permis, après inversion, de remonter à la structure et la composition des anneaux de Saturne d'une part, ainsi qu'aux propriétés rhéologiques du satellite Encelade d'autre part, ce qui, dans les deux cas, est une première à ce jour.Après avoir introduit le contexte général de formation du système de Saturne et les différents modèles photométriques que j'ai construits, je détaillerais les résultats obtenus sur ces deux objets et discuterai l'impact de ces nouvelles données sur notre compréhension des mécanismes de formation d'un système si unique.

International audience

Les ceintures de radiation provoquent des dégâts irréversibles sur les satellites les traversant, détériorant ainsi les instruments de mesure embarqués. Les étudier est utile au développement de matériaux adaptés et résistants. Depuis les années 90, l'ONERA-DESP étudie les ceintures de radiations des planètes magnétisées, telle que la Terre ou Jupiter, grâce au modèle Salammbô. Salammbô prend en compte les processus physiques de l'environnement radiatif pour recréer les populations d'électrons peuplant les ceintures. Dans cette étude, il s'agit de développer un modèle des ceintures de radiations internes de Saturne, basé sur les travaux précédents. Avant les années 2000, Pioneer 11 et Voyager 2 ne permettaient pas un développement suffisamment avancé d'un modèle de ceintures de radiations de Saturne. La mission Cassini apporte ensuite quantités d'observations et de données pour mener une étude plus approfondie de ces ceintures. Cette thèse débute par l'analyse de la magnétosphère interne de Saturne : anneaux, satellites, nuages de neutres...L'interaction des particules des ceintures de radiations avec ces différents paramètres se traduit par le calcul de coefficients de diffusion. Ces coefficients sont intégrés à l'équation de transport et permettent de comprendre les mécanismes perturbant la distribution des électrons au sein des ceintures de radiations. Les résultats obtenus sont comparés aux mesures faites par les sondes Pioneer 11, Voyager 2 et Cassini. Radiation belts cause irreversible damages to on-board instrument materials. Studies about radiation belts can be useful for development of materials that will stand such environment. Since the 1990's, ONERA develops models of radiation belts of magnetized planets, such as the Earth or Jupiter. These previous work lead to a physical model, named Salammbô. Salammbô is based on physical processes that dominate the planetary magnetosphere in order to recreate electron populations of radiation belts. ONERA is now able to develop an electron radiation belt model for Saturn's environment, i.e., a new version of Salammbô. Before the 2000's, Pioneer 11 and Voyager 2 did not allow a good development of a Salammbô model in the case of Saturn. Nowadays, the Cassini mission gives a lot of information about Saturn, its magnetosphere and its environment to start a study about radiation belts of Saturn. This thesis begins with the analyse of the kronian magnetosphere : rings, satellites, neutral clouds, etc. Interaction between radiation belt particle and these different parameters lead to diffusion coefficients. Diffusion coefficients are integrated into the Salammbô code and imply a better comprehension of mechanisms that can interfere with the electron distribution of radiation belts. Results have been compared with observations of Pioneer 11, Voyager 2 and Cassini spacecrafts.

Radiation belts cause irreversible damages to on-board instrument materials. Studies about radiation belts can be useful for development of materials that will stand such environment. Since the 1990's, ONERA develops models of radiation belts of magnetized planets, such as the Earth or Jupiter. These previous work lead to a physical model, named Salammbô. Salammbô is based on physical processes that dominate the planetary magnetosphere in order to recreate electron populations of radiation belts. ONERA is now able to develop an electron radiation belt model for Saturn's environment, i.e., a new version of Salammbô. Before the 2000's, Pioneer 11 and Voyager 2 did not allow a good development of a Salammbô model in the case of Saturn. Nowadays, the Cassini mission gives a lot of information about Saturn, its magnetosphere and its environment to start a study about radiation belts of Saturn. This thesis begins with the analyze of the kronian magnetosphere: rings, satellites, neutral cloud, etc. Interaction between radiation belt particle and these different parameters lead to diffusion coefficients. Diffusion coefficients are integrated into the Salammbô code and imply a better comprehension of mechanisms that can interfere with the electron distribution of radiation belts. Results have been compared with observations of Pioneer 11, Voyager 2 and Cassini spacecrafts., Les ceintures de radiations provoquent des dégâts irréversibles sur les satellites les traversant, détériorant ainsi les instruments de mesures embarqués. Les étudier est utile au développement de matériaux adaptés et résistants. Depuis les années 90, l'ONERA-DESP étudie les ceintures de radiations des planètes magnétisées, telle que la Terre ou Jupiter, grâce au modèle Salammbô. Salammbô prend en compte les processus physiques de l'environnement radiatif pour recréer les populations d'électrons peuplant les ceintures. Dans cette étude, il s'agit de développer un modèle des ceintures de radiations internes de Saturne, basé sur les travaux précédents. Avant les années 2000, Pioneer 11 et Voyager 2 ne permettaient pas un développement suffisamment avancé d'un modèle de ceintures de radiations de Saturne. La mission Cassini apporte ensuite quantités d'observations et de données pour mener une étude plus approfondie de ces ceintures. Cette thèse débute par l'analyse de la magnétosphère interne de Saturne : anneaux, satellites, nuage de neutres... L'interaction des particules des ceintures de radiations avec ces différents paramètres se traduit par le calcul de coefficients de diffusion. Ces coefficients sont intégrés à l'équation de transport et permettent de comprendre les mécanismes perturbant la distribution des électrons au sein des ceintures de radiation. Les résultats obtenus sont comparés aux mesures faites par les sondes Pioneer 11, Voyager 2 et Cassini.

In 1747, King Louis XVth missions Cassini de Thury to undertake a « General map of France ». The aim was at that time to finalise the measurement of the kingdom and to determine the number and position of villages, towns, rivers, and main paths. In 42 years, 96% of current France, but also 1.8 millions ha on its frontiers, have been mapped. The forests are mapped with different drawings. Regularly used by foresters to give an idea of the history of an ecoregion, this map has not been yet analysed globally using GIS. The current study seeks to fill that gap, especially with the aim to explore and specify its strengths and limits for various possible uses (identification of ancient forests, landscape dynamics studies, implication of ancientness on biodiversity, dynamics, fertility…). On the current French territory covered by the map (52.6 millions ha), only 6.6 millions ha are forests, i.e. forest cover is 12.6%. This study, providing GIS layers of forest history on large scale – and free of copyrights –, is only at its beginning. It opens many possibilities of analysis on ancientness of forest in France, and is rich of scientific (history, natural sciences) and management perspectives.; En 1747, Louis XV confie à Cassini de Thury la réalisation de la « Carte générale et particulière de la France ». L’objectif est alors d'achever la mesure du Royaume et de déterminer la position des innombrables bourgs, villes, lignes principales constituées par les rivières et par les grands chemins. En 42 ans, 96% de la France actuelle mais aussi 1,8 millions d’ha en position frontalière ont ainsi été cartographiés. Les forêts y sont représentées sous différents figurés. Utilisée régulièrement par les forestiers pour avoir une idée de l’histoire d’une région forestière, cette carte n’a jamais été analysée dans son ensemble avec l’aide d’un système d’information géographique (SIG). La présente étude cherche à combler cette lacune, notamment dans le but d’explorer et de préciser son intérêt et ses limites pour les utilisations possibles (identification des noyaux forestiers anciens, étude de l’évolution des paysages, analyse des conséquences de l’ancienneté sur la biodiversité, la dynamique ou la fertilité…). Sur les parties du territoire français actuel représentées par la carte de Cassini (52,6 millions d’ha), seuls 6,6 millions d’ha sont des forêts, soit un taux de boisement égal à 12,6%. Ce rapport et son CD-Rom, qui contient libre de droit les couches SIG redressées à l’échelle nationale, ne constituent qu’un début des analyses de l’ancienneté des boisements de France et présentent de nombreuses perspectives en termes scientifiques (histoire, sciences de la nature) ou de gestion et conservation des forêts.

International audience; During the French Revolution, French astronomy was both contested by the Parisian mob, when Cassini was housted from the Observatoire, and courted by political power. The establishment of the Bureau des Longitudes, the expeditions for determining the length of the meter as well as the reliance of Napoleon on observatory techniques on the battlefield show that astronomy was quickly becoming an important auxiliary to the modern State. In the decades that followed, astronomical research was completely restructured by the State. At the same time, atheist narratives about the origins of the Solar system were first suggested and slowly gained credence. In this talk, I would like to use the case of Paris to explore ways in which we can understand the rise of the observatory sciences in the nineteenth century as a cosmopolitical project designed for displacing the basis of political authority from God to the people without falling into anarchy.

International audience; We present observations from three Cassini flybys of Titan using data from the radio and plasma wave science, magnetometer and plasma spectrometer instruments. We combine magnetic field and cold plasma measurements with calculated conductivities and conclude that there are currents of the order of 10 to 100 nA m−2 flowing in the ionosphere of Titan. The currents below the exobase (∼1400 km) are principally field parallel and Hall in nature, while the Pedersen current is negligible in comparison. Associated with the currents are perpendicular electric fields ranging from 0.5 to 3 μV m−1.

International audience; Stephan et al. (Stephan, K. et al. [2010]. Geophys. Res. Lett. 37, 7104-+.) first saw the glint of sunlight specularly reflected off of Titan's lakes. We develop a quantitative model for analyzing the photometric lightcurve generated during a flyby in which the specularly reflected light flux depends on the fraction of the solar specular footprint that is covered by liquid. We allow for surface waves that spread out the geographic specular intensity distribution. Applying the model to the VIMS T58 observations shows that the waves on Jingpo Lacus must have slopes of no greater than 0.15°, two orders of magnitude flatter than waves on Earth's oceans. Combining the model with theoretical estimates of the intensity of the specular reflection allows a tighter constraint on the waves: 60.05°. Residual specular signal while the specular point lies on land implies that either the land is wetted, the wave slope distribution is non-Gaussian, or that 5% of the land off the southwest edge of Jingpo Lacus is covered in puddles. Another specular sequence off of Kraken Mare acquired during Cassini's T59 flyby shows rapid flux changes that the static model cannot reproduce. Points just 1 min apart vary in flux by more than a factor of two. The present dataset does not uniquely determine the mechanism causing these rapid changes. We suggest that changing wind conditions, kilometer-wavelength waves, or moving clouds could account for the variability. Future specular observations should be designed with a fast cadence, at least 6 points per minute, in order to differentiate between these hypotheses. Such new data will further constrain the nature of Titan's lakes and their interactions with Titan's atmosphere.

The XVIIIth century is the instant of the history of the mapping which sees being added to the nature of the card, in a systematic manner, the aspect of geometric presentation. From this point of view the hinge of the XVIIth and XVIIIth century sees taking place a mutation made general by the production of this type of object, whatever is the ladder, since estate maps up to the card of France. Let us specify things however from now on, this change does not imply an intrinsic difference of quality, it is the objective which is allocated à la carte during its manufacture which makes vary its nature and makes it us more or less easily comprehensible, or useful. What makes that cards and plans of the XVIIIth century are us if close comes due to the fact that it is precisely in the turn of the XVIIth and XVIIIth century that the card overbalances on the side of a new mode of presentation which since did not change practically.; Le XVIIIe siècle est le moment de l'histoire de la cartographie qui voit s'ajouter à la nature de la carte, de façon systématique, l'aspect de représentation géométrale. De ce point de vue la charnière des XVIIe et XVIIIe siècle voit s'opérer une mutation généralisée de la production de ce type d'objet, quelle que soit l'échelle, depuis le plan terrier jusqu'à la carte de France. Précisons cependant dès maintenant les choses, ce changement ne sous-entend pas une différence intrinsèque de la qualité, c'est l'objectif qui est attribué à la carte lors de sa fabrication qui fait varier sa nature et nous la rend plus ou moins facilement compréhensible, ou utilisable. Ce qui fait que les cartes et plans du XVIIIe siècle nous sont si proches vient du fait que c'est justement au tournant des XVIIe et XVIIIe siècle que la carte bascule du côté d'un nouveau mode de représentation qui n'a depuis quasiment pas changé.

(approximately the location of the exobase) to approximately 1000 km where electrical currents perpendicular to the magnetic field may become important. In this region the ionosphere is highly conductive with peak Pedersen conductivities of 0.002–0.05 S/m and peak Hall conductivities of 0.01–0.3 S/m depending on Solar illumination and magnetospheric conditions. Ionospheric conductivities are found to be typically higher on the sunlit side of Titan. However, Hall and Pedersen conductivities depend strongly on the magnetic field magnitude which is highly variable, both in altitude and with respect to the draping configuration of Saturn's magnetic field around Titan. Furthermore, a consistent double peak nature is found in the altitude profile of the Pedersen conductivity. A high altitude peak is found to be located between 1300 and 1400 km. A second and typically more conductive region is observed below 1000 km, where the magnetic field strength drops sharply while the electron density still remains high. This nature of the Pedersen conductivity profile may give rise to complicated ionospheric–atmospheric dynamics and may be expected also at other unmagnetized objects with a substantial atmosphere, such as e.g. Mars and Venus. Estimates of the total Pedersen conductance are found to range between 1300 and 22,000 S. The Pedersen conductance is always higher than the local Alfvén conductance but the difference varies by two orders of magnitude (from a factor 4 to 100). Thus, the conditions for reflection or absorption of Alfvén waves in Titans ionosphere are highly variable and depends strongly on the magnetic field strength. Fil: Rosenqvist, L.. Swedish Institute of Space Physics; Suecia Fil: Wahlund, J. E.. Swedish Institute of Space Physics; Suecia Fil: Ågren, K.. Swedish Institute of Space Physics; Suecia Fil: Modolo, R.. Swedish Institute of Space Physics; Suecia Fil: Opgenoorth, H. J.. Solar System Mission Division; Países Bajos Fil: Strobel, D.. University Johns Hopkins; Estados Unidos Fil: Müller Wodarg, I.. Imperial College London; Reino Unido Fil: Garnier, P.. Swedish Institute of Space Physics; Suecia Fil: Bertucci, Cesar. Consejo Nacional de Investigaciónes Científicas y Técnicas. Oficina de Coordinación Administrativa Ciudad Universitaria. Instituto de Astronomía y Física del Espacio. - Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Instituto de Astronomía y Física del Espacio; Argentina

International audience; This is a data paper designed to facilitate the use of and comparisons to Cassini/visual and infrared mapping spectrometer (VIMS) spectral mapping data of Saturn's moon Titan. We present thumbnail orthographic projections of flyby mosaics from each Titan encounter during the Cassini prime mission, 2004 July 1 through 2008 June 30. For each flyby we also describe the encounter geometry, and we discuss the studies that have previously been published using the VIMS dataset. The resulting compliation of metadata provides a complementary big-picture overview of the VIMS data in the public archive, and should be a useful reference for future Titan studies.

International audience; Only a few impact craters have been unambiguously detected on Titan by the Cassini- Huygens mission. Among these, Sinlap is the only one that has been observed both by the RADAR and VIMS instruments. This paper describes observations at centimeter and infrared wavelengths which provide complementary information about the composition, 45 topography, and surface roughness. Several units appear in VIMS false color composites of band ratios in the Sinlap area, suggesting compositional heterogeneities. A bright pixel possibly related to a central peak does not show significant spectral variations, indicating either that the impact site was vertically homogeneous, or that this area has been recovered by homogeneous deposits. Both 50 VIMS ratio images and dielectric constant measurements suggest the presence of an area enriched in water ice around the main ejecta blanket. Since the Ku-band SAR may see subsurface structures at the meter scale, the difference between infrared and SAR observations can be explained by the presence of a thin layer transparent to the radar. An analogy with terrestrial craters in Libya supports this interpretation. Finally, a tentative model describes the geological 55 history of this area prior, during, and after the impact. It involves mainly the creation of ballistic ejecta and an expanding plume of vapor triggered by the impact, followed by the redeposition of icy spherules recondensed from this vapor plume blown downwind. Subsequent evolution is then driven by erosional processes and aeolian deposition.

National audience; La Carte de France dite « Carte de Cassini » doit son nom à une lignée d'astronomes et de géographes d'origine italienne qui s'installent en France dans le dernier tiers du 17e siècle. Voulue par le roi Louis XV, la carte de Cassini est issue de la coordination, par le maître d'œuvre César-François Cassini de Thury (Cassini III), d'un ensemble d'équipes d'ingénieurs et de graveurs formés spécialement. Elle constitue la première grande enquête toponymique nationale.

The largest satellite of Saturn, Titan, has a nitrogen-rich atmosphere directly bombarded by magnetospheric energetic ions, due to its lack of a significant intrinsic magnetic field. Charge-exchange collisions between the cold neutrals of its exosphere (the upper part of the atmosphere) and the energetic ions from Saturn's magnetosphere produce then energetic neutral atoms (ENAs). The Ion and Neutral Camera (INCA), one of the three sensors that comprise the Magnetosphere Imaging Instrument (MIMI) on the Cassini spacecraft orbiting around Saturn, images these neutrals like photons, measures their fluxes and provides a powerful diagnostic of the interaction between Titan and the kronian magnetosphere.Our work during this PhD thesis was first to model the Titan exosphere, with both thermal and non thermal profiles. An ENA flux calculation model was then developed, compared to observations and completed with a study of the ENA absorption mechanisms. We have also performed a statistical analysis of the MIMI data during the Titan flybys and orbit crossings. Finally, an application on the icy satellite Rhea allowed to infer upper limits for its eventual exosphere.; Le plus gros satellite de Saturne, Titan, voit son atmosphère dense en azote bombardée par les ions énergétiques de la magnétosphère, en raison de l'absence de champ magnétique intrinsèque significatif. Des réactions d'échange de charge entre les neutres froids de l'exosphère (plus haute région atmosphérique) et ces ions énergétiques créent alors des atomes énergétiques neutres (ENAs). L'instrument INCA (Ion and Neutral Camera), l'un des trois instruments de l'expérience MIMI (Magnetosphere Imaging Instrument) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, permet d'imager ces neutres comme des photons et de mesurer leur flux, et fournit ainsi un diagnostic précieux de l'interaction entre Titan et la magnétosphère kronienne.Notre travail de thèse a consisté, en premier lieu, à modéliser l'exosphère de Titan, en considérant à la fois des profils thermiques et non thermiques. Un modèle de calcul de flux d'ENAs a été, en second lieu, développé, comparé aux observations, et enrichi par une étude des processus d'absorption des ENAs. Nous avons ensuite réalisé une analyse statistique des données de l'expérience MIMI durant les traversées d'orbite et survols de Titan. Enfin, une application au satellite de glace Rhéa a permis de fournir des conditions limites pour l'existence de son éventuelle exosphère.

The largest satellite of Saturn, Titan, has a nitrogen-rich atmosphere directly bombarded by magnetospheric energetic ions, due to its lack of a significant intrinsic magnetic field. Charge-exchange collisions between the cold neutrals of its exosphere (the upper part of the atmosphere) and the energetic ions from Saturn's magnetosphere produce then energetic neutral atoms (ENAs). The Ion and Neutral Camera (INCA), one of the three sensors that comprise the Magnetosphere Imaging Instrument (MIMI) on the Cassini spacecraft orbiting around Saturn, images these neutrals like photons, measures their fluxes and provides a powerful diagnostic of the interaction between Titan and the kronian magnetosphere.Our work during this PhD thesis was first to model the Titan exosphere, with both thermal and non thermal profiles. An ENA flux calculation model was then developed, compared to observations and completed with a study of the ENA absorption mechanisms. We have also performed a statistical analysis of the MIMI data during the Titan flybys and orbit crossings. Finally, an application on the icy satellite Rhea allowed to infer upper limits for its eventual exosphere.; Le plus gros satellite de Saturne, Titan, voit son atmosphère dense en azote bombardée par les ions énergétiques de la magnétosphère, en raison de l'absence de champ magnétique intrinsèque significatif. Des réactions d'échange de charge entre les neutres froids de l'exosphère (plus haute région atmosphérique) et ces ions énergétiques créent alors des atomes énergétiques neutres (ENAs). L'instrument INCA (Ion and Neutral Camera), l'un des trois instruments de l'expérience MIMI (Magnetosphere Imaging Instrument) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, permet d'imager ces neutres comme des photons et de mesurer leur flux, et fournit ainsi un diagnostic précieux de l'interaction entre Titan et la magnétosphère kronienne.Notre travail de thèse a consisté, en premier lieu, à modéliser l'exosphère de Titan, en considérant à la fois des profils thermiques et non thermiques. Un modèle de calcul de flux d'ENAs a été, en second lieu, développé, comparé aux observations, et enrichi par une étude des processus d'absorption des ENAs. Nous avons ensuite réalisé une analyse statistique des données de l'expérience MIMI durant les traversées d'orbite et survols de Titan. Enfin, une application au satellite de glace Rhéa a permis de fournir des conditions limites pour l'existence de son éventuelle exosphère.

The VIMS imaging spectrometer onbord CASSINI provides hyperspectral images of Titan in 352 spectral channels from 0.3 to 5.1 μm. In-frared channels are particularly useful to map the sur-face of Titan through narrow atmospheric transmission windows [1,2]. VIMS can be used for geomorphologi-cal studies thanks to the imaging capabilities. The spectral dimension is used to investigate the composi-tion of the surface materials. We focus here on the improvement of the S/N ratio both for surface imaging and spectral studies.

The surface of Saturn's haze-shrouded moon Titan has long been proposed to have oceans or lakes, on the basis of the stability of liquid methane at the surface1, 2. Initial visible3 and radar4, 5 imaging failed to find any evidence of an ocean, although abundant evidence was found that flowing liquids have existed on the surface5, 6. Here we provide definitive evidence for the presence of lakes on the surface of Titan, obtained during the Cassini Radar flyby of Titan on 22 July 2006 (T16). The radar imaging polewards of 70° north shows more than 75 circular to irregular radar-dark patches, in a region where liquid methane and ethane are expected to be abundant and stable on the surface2, 7. The radar-dark patches are interpreted as lakes on the basis of their very low radar reflectivity and morphological similarities to lakes, including associated channels and location in topographic depressions. Some of the lakes do not completely fill the depressions in which they lie, and apparently dry depressions are present. We interpret this to indicate that lakes are present in a number of states, including partly dry and liquid-filled. These northern-hemisphere lakes constitute the strongest evidence yet that a condensable-liquid hydrological cycle is active in Titan's surface and atmosphere, in which the lakes are filled through rainfall and/or intersection with the subsurface 'liquid methane' table.

International audience; Hyperion, Saturn's eighth largest icy satellite, is a body of irregular shape in a state of chaotic rotation. The surface is segregated into two distinct units. A spatially dominant high-albedo unit having the strong signature of H2O ice contrasts with a unit that is about a factor of four lower in albedo and is found mostly in the bottoms of cup-like craters. Here we report observations of Hyperion's surface in the ultraviolet and near-infrared spectral regions with two optical remote sensing instruments on the Cassini spacecraft at closest approach during a fly-by on 25-26 September 2005. The close fly-by afforded us the opportunity to obtain separate reflectance spectra of the high- and low-albedo surface components. The low-albedo material has spectral similarities and compositional signatures that link it with the surface of Phoebe and a hemisphere-wide superficial coating on Iapetus.

This thesis presents a study of the rotational properties of particles in Saturn's A and C rings. The own rotation of particles is a dynamical key parameter which plays a role during mutual collisions. The distribution of the spin rate w depends indeed on relative speeds but also on the surface quality of regolith (porosity and roughness) and thus on the internal structure of particles. To constrain w, we need to interpret the thermal emission (function of thermal inertia Tau and w) of the disc according to the phase angle and the planetocentric longitude, as it is still impossible to observe particles separately. Azimuthal variations of temperature observed with various phases angles are modulated by the cooling of the particles, when they cross the shadow of the planet. The heating and cooling rates make it possible to measure thermal inertia, whereas the differences in temperature with the phase angle inform us on the anisotropy of emission associated with the spin rate. Azimuthal variations of temperature were observed in the mid-infrared, at weak phase angle with imagers CAMIRAS (CFHT) and VISIR (VLT), and at multiple phases angles with IRIS (Voyager) and CIRS (Cassini) spectrometers, offering respectively a total or partial azimuthal coverage. A thermal model of planetary ring made up of icy spherical particles in rotation and distributed according to a monolayer structure was developed to interpret the observed temperatures. It enables us to determine how the temperature of the disc, submitted to the multiple sources of heating (Sun, Saturn... etc), varies with the phase angle and the longitude according to the thermal properties of particles. The significant asymmetrycal emission to weak or strong phase shows that the largest particles, which contain a significant fraction of the C ring mass, have an average spin rate w/Omega =0.5±0.4.This result, obtained with the assumptions of a mono size distribution and a monolayer vertical structure, is compatible with results of dynamical simulations. The thermal inertia of the regolith in the C ring (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) is 3 orders of magnitude weaker than that of the crystalline water ice, and confirms a very porous structure, probably generated by cracks on the surface of the particles. They are probably the consequence of the permanent patching due to the mutual collisions, or the forces of tensions related to the signi- ficant variations in temperature with each orbit. In addition to azimuthal variations in temperature of the A ring, related to the spin rate and the cooling of particles in the Saturn's shadow, a modulation of brightness temperature, correlated with variations of optical depth, is put. This variation could be highlighted by the observations of CIRS at multiple phases and is explained by the presence of gravitational instabilities known under the name of "wakes". The thermal emission of the A ring observed with VISIR, after the taking into account of CIRS observations, is similar to that coming from plane structures in which the particles form aggregates. The high angular resolution accessible with the VLT enabled us, for the first time, to measure the azimuthal variations of temperature in this ring and to deduce its thermal inertia from it. The found value (Tau = 4±3Jm-2K-1s-1/2), under the assumption of a monolayer plane structure, is virtually identical to that of the rings C and B, indicating a probably similar surface quality., Cette thèse présente une étude des propriétés rotationnelles des particules dans les anneaux A et C de Saturne. La rotation des particules sur elles mêmes est un des paramètres dynamiques clé qui entre en jeu au cours des collisions mutuelles. La distribution du spin w dépend en effet des vitesses relatives mais aussi de l'état de surface du régolite (porosité et rugosité) et donc de la structure interne des particules. La contrainte de w passe par l'interprétation de l'émission thermique (fonction de l'inertie thermique Tau et de w) du disque en fonction de l'angle de phase et de la longitude planétocentrique, car il n'est pas encore possible d'observer les particules individuellement. Les variations azimutales de température observées à différents angles de phase sont modulées par le refroidissement des particules à chaque orbite, lorsqu'elles traversent l'ombre de la planète. Les vitesses de réchauffement et de refroidissement permettent de mesurer l'inertie thermique, alors que les différences de température en fonction de l'angle de phase nous informent sur l'anisotropie d'émission associée au spin.Ces variations de température ont été observées dans l'infrarouge, à faible angle de phase avec les caméras CAMIRAS (CFHT) et VISIR (VLT), et à de multiples angles de phase avec les spectromètres IRIS (Voyager) et CIRS (Cassini), offrant respectivement une couverture azimutale totale ou partielle. Un modèle thermique d'anneau planétaire constitué de particules de glace sphériques en rotation et réparties suivant une structure monocouche a été développé pour interpréter les températures observées. Il permet de déterminer comment la température du disque, soumis aux multiples sources de chauffage (Soleil, Saturne...etc), varie avec l'angle de phase et la longitude en fonction des propriétés thermiques des particules.L'importante asymétrie d'émission à faible ou fort angle de phase montre que les plus grosses particules, qui contiennent une fraction importante de la masse de l'anneau C, ont une vitesse moyenne de rotation proche de la rotation Keplerienne Omega(w/Omega =0.5±0.4). Ce résultat, obtenu avec les hypothèses d'une distribution mono taille des particules, et suivant une structure monocouche, est compatible avec les résultats des simulations dynamiques. L'inertie thermique du régolite de l'anneau C (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) est 3 ordres de grandeur plus faible que celle de la glace d'eau cristalline, et confirme une structure très poreuse, probablement engendrée par des fissures à la surface des particules. Elles sont probablement la conséquence du resurfaçage permanent dû aux collisions mutuelles, ou aux forces de tensions liées aux importantes variations de température à chaque orbite.Aux variations de température azimutales de l'anneau A liées au spin et au refroidissement des particules dans l'ombre de la planète, s'ajoute une modulation de température de brillance, corrélée avec la variation de profondeur optique. Cette variation a pu être mise en évidence par les observations de CIRS à de multiples angles de phase et s'explique par la présence d'instabilit és gravitationnelles connues sous le nom de " wakes ". L'émission thermique de l'anneau A observée avec VISIR, après la prise en compte des observations de CIRS, est similaire à celle provenant de structures planes dans lesquelles les particules forment des agrégats. La haute résolution angulaire accessible au VLT nous a permis, pour la première fois, de mesurer les variations azimutales de température dans cette région et d'en déduire son inertie thermique. La valeur trouvée (Tau = 4 ± 3Jm-2K-1s-1/2), sous l'hypothèse d'une structure plane monocouche, est sensiblement identique à celle des anneaux C et B, indiquant un état de surface probablement similaire.

International audience

Observations of Saturn's satellite Enceladus using Cassini's Visual and Infrared Mapping Spectrometer instrument were obtained during three flybys of Enceladus in 2005. Enceladus' surface is composed mostly of nearly pure water ice except near its south pole, where there are light organics, CO 2 , and amorphous and crystalline water ice, particularly in the region dubbed the “tiger stripes.” An upper limit of 5 precipitable nanometers is derived for CO in the atmospheric column above Enceladus, and 2% for NH 3 in global surface deposits. Upper limits of 140 kelvin (for a filled pixel) are derived for the temperatures in the tiger stripes.

International audience; The wide spectral coverage and extensive spatial, temporal, and phase-angle mapping capabilities of the Visual Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) onboard the Cassini-Huygens Orbiter are producing fundamental new insights into the nature of the atmospheres of Saturn and Titan. For both bodies, VIMS maps over time and solar phase angles provide information for a multitude of atmospheric constituents and aerosol layers, providing new insights into atmospheric structure and dynamical and chemical processes. For Saturn, salient early results include evidence for phosphine depletion in relatively dark and less cloudy belts at temperate and mid-latitudes compared to the relatively bright and cloudier Equatorial Region, consistent with traditional theories of belts being regions of relative downwelling. Additional Saturn results include (1) the mapping of enhanced trace gas absorptions at the south pole, and (2) the first high phase-angle, high-spatial-resolution imagery of CH4 fluorescence. An additional fundamental new result is the first nighttime near-infrared mapping of Saturn, clearly showing discrete meteorological features relatively deep in the atmosphere beneath the planet's sunlit haze and cloud layers, thus revealing a new dynamical regime at depth where vertical dynamics is relatively more important than zonal dynamics in determining cloud morphology. Zonal wind measurements at deeper levels than previously available are achieved by tracking these features over multiple days, thereby providing measurements of zonal wind shears within Saturn's troposphere when compared to cloudtop movements measured in reflected sunlight. For Titan, initial results include (1) the first detection and mapping of thermal emission spectra of CO, CO2, and CH3D on Titan's nightside limb, (2) the mapping of CH4 fluorescence over the dayside bright limb, extending to ˜ ˜750 km altitude, (3) wind measurements of ˜ ˜0.5 ms-1, favoring prograde, from the movement of a persistent (multiple months) south polar cloud near 88° S latitude, and (4) the imaging of two transient mid-southern-latitude cloud features.

International audience

International audience; Observations from the Cassini Visual and Infrared Mapping Spectrometer show an anomalously bright spot on Titan located at 80°W and 20°S. This area is bright in reflected light at all observed wavelengths, but is most noticeable at 5 microns. The spot is associated with a surface albedo feature identified in images taken by the Cassini Imaging Science Subsystem. We discuss various hypotheses about the source of the spot, reaching the conclusion that the spot is probably due to variation in surface composition, perhaps associated with recent geophysical phenomena.