Analysis of solar and stellar occultations by Titan observed by the Cassini/VIMS instrument
Analyse d'occultations solaires et stellaires par Titan observées par l'instrument Cassini/VIMS
Résumé
The observation of solar and stellar occultations by Titan allows us to study the thick atmosphere of this Saturnian satellite, regarding its gas and haze composition. The principle of these observations, done by the visible and infrared mapping spectrometer (VIMS) onboard the Cassini spacecraft, is to measure the transmission of the stellar or solar flux through Titan?s atmosphere. Data consist in a set of lightcurves at different wavelengths and a set of spectra for different altitudes of the line of sight. The study of those lightcurves reveals that we observe occultations by absorption and not differential refraction, as it is the case for Earth based observations of occultation events. The observed drop of signal is thus caused by the absorption of light by atmospheric gases and haze.
Absorption bands are visible in the transmission spectrum at 1.2, 1.4, 1.7, 2.3 and 3.3 µm for methane and 4.7 µm for carbon monoxide. In order to model those bands, a radiative transfer code was developed taking into account spherical geometry and based on a line by line calculation. The methane study is focused on the 2.3 µm band. Above 200 km, our data are in good agreement with models with a 1.4-1.6 % CH4 mixing ratio as measured by other instruments.
Below 200 km, a systematic effect, yet misunderstood, prevents a reliable measurement. The CO molecule is detected below the 180 km altitude level. A mixing ratio of 33±10 ppm is measured between the altitudes of 70 and 130 km. An extra absorption, centred at 3.4 µm, appears below about 500 km and is mixed with the 3.3 µm methane band. This band characterizes the stretching modes of C - H bonds in long aliphatic chains attached to large organic molecules that compose the haze particles.
Haze absorption defines the continuum level in the studied spectrum. This absorption is stronger at short wavelengths and increases as altitude decreases. An inversion code of the continuum was developed in order to retrieve the density profiles of the haze and to model its transmission. The main assumption is that haze particles are fractal aggregates made of spherical monomers of 0,05 µm radius with the optical properties of the tholins produced by Khare et al. (1984). The transmission models reveal that only aggregates with more than 1 000 monomers can reproduce the observations. Furthermore, the characteristic absorptions at 3 and 4.6 µm are not observed in our data, which underlines the significant differences between the tholins and the actual Titan haze. Haze density profiles indicate a exponential growth below 450 km, characterized by a scale height of about 60 km for the solar occultation (71°S) and 50 km for the Gamma Crucis occultation (24°N). This difference may be explained by the difference of latitude of those observations. Finally, the data set from the grazing occultation of Antares indicates the presence of numerous spikes that are attributed to gravity waves propagating in Titan?s atmosphere.
Absorption bands are visible in the transmission spectrum at 1.2, 1.4, 1.7, 2.3 and 3.3 µm for methane and 4.7 µm for carbon monoxide. In order to model those bands, a radiative transfer code was developed taking into account spherical geometry and based on a line by line calculation. The methane study is focused on the 2.3 µm band. Above 200 km, our data are in good agreement with models with a 1.4-1.6 % CH4 mixing ratio as measured by other instruments.
Below 200 km, a systematic effect, yet misunderstood, prevents a reliable measurement. The CO molecule is detected below the 180 km altitude level. A mixing ratio of 33±10 ppm is measured between the altitudes of 70 and 130 km. An extra absorption, centred at 3.4 µm, appears below about 500 km and is mixed with the 3.3 µm methane band. This band characterizes the stretching modes of C - H bonds in long aliphatic chains attached to large organic molecules that compose the haze particles.
Haze absorption defines the continuum level in the studied spectrum. This absorption is stronger at short wavelengths and increases as altitude decreases. An inversion code of the continuum was developed in order to retrieve the density profiles of the haze and to model its transmission. The main assumption is that haze particles are fractal aggregates made of spherical monomers of 0,05 µm radius with the optical properties of the tholins produced by Khare et al. (1984). The transmission models reveal that only aggregates with more than 1 000 monomers can reproduce the observations. Furthermore, the characteristic absorptions at 3 and 4.6 µm are not observed in our data, which underlines the significant differences between the tholins and the actual Titan haze. Haze density profiles indicate a exponential growth below 450 km, characterized by a scale height of about 60 km for the solar occultation (71°S) and 50 km for the Gamma Crucis occultation (24°N). This difference may be explained by the difference of latitude of those observations. Finally, the data set from the grazing occultation of Antares indicates the presence of numerous spikes that are attributed to gravity waves propagating in Titan?s atmosphere.
L'observation d'occultations du Soleil et d'étoiles par Titan permet d'étudier l'atmosphère épaisse de ce satellite de Saturne du point de vue de sa composition en gaz et en aérosols. Le principe de ces observations, réalisées par le spectro-imageur visible/infrarouge VIMS de la sonde Cassini, est de mesurer la transmission du flux solaire ou stellaire à travers l'atmosphère de Titan. Les données sont constituées de courbes de lumière à différentes longueurs d'onde et de spectres infrarouges pour différentes altitudes de visée. L'étude des courbes de lumière montre qu'il s'agit d'occultations par absorption et non par réfraction différentielle comme c'est le cas pour les occultations observées depuis la Terre. La baisse de signal observée est donc due à l'absorption du flux lumineux par le gaz et les aérosols de l'atmosphère.
Les spectres en transmission présentent des bandes d'absorption du méthane à 1,2, 1,4, 1,7, 2,3 et 3,3 µm et du monoxyde de carbone à 4,7 µm. Un code de transfert radiatif en géométrie sphérique et utilisant la méthode de calcul raie par raie a été développé afin de modéliser les bandes observées. L'étude du méthane est centrée principalement sur la bande à 2,3 µm. Au-dessus de 200 km, nos données sont compatibles avec une abondance uniforme de 1,4 - 1,6% telle que mesurée par d'autres instruments. En dessous de 200 km, un effet systématique mal compris empêche une mesure fiable. La molécule de CO est détectée en dessous de 180 km. Une abondance de 33±10 ppm est mesurée entre 70 et 130 km d'altitude. En dessous de 500 km environ, une absorption supplémentaire, centrée sur 3,4 µm se superpose à la bande du méthane à 3,3 µm. Cette bande caractérise la vibration des liaisons C - H au sein de longues chaînes aliphatiques rattachées à de larges molécules organiques qui composent les aérosols.
L'absorption des aérosols fixe le niveau de continu des spectres étudiés. Celle-ci est plus forte aux courtes longueurs d'onde et augmente lorsque l'altitude décroît. Un code d'inversion du continu a été développé afin de déterminer les profils de densité des aérosols et de modéliser leur transmission. L'hypothèse de départ est que les aérosols sont des agrégats fractals composés de sphères de 0,05 µm de rayon dont les propriétés optiques sont celles des tholins de Khare et al. (1984). Les modèles de transmission obtenus révèlent que seuls les agrégats comportant plus de 1 000 sphères sont compatibles avec les observations. De plus, l'absence des deux absorptions caractéristiques à 3 et 4,6 µm dans nos données soulignent les différences significatives entre les tholins et les aérosols réels. Les profils de densité des aérosols indiquent une augmentation exponentielle en dessous de 450 km, caractérisée par une échelle de hauteur de l'ordre de 60 km pour les données de l'occultation solaire (71°S) et de l'ordre de 50 km pour celle de l'occultation de Gamma Crucis (24°N). L'écart constaté est peut-être attribuable à la différence de latitude entre ces deux observations. Enfin, les données de l'occultation rasante d'Antarès comportent de
nombreuses variations de flux rapides et intenses (« spikes ») : elles sont attribuées à des ondes de gravité se propageant dans l'atmosphère de Titan.
Les spectres en transmission présentent des bandes d'absorption du méthane à 1,2, 1,4, 1,7, 2,3 et 3,3 µm et du monoxyde de carbone à 4,7 µm. Un code de transfert radiatif en géométrie sphérique et utilisant la méthode de calcul raie par raie a été développé afin de modéliser les bandes observées. L'étude du méthane est centrée principalement sur la bande à 2,3 µm. Au-dessus de 200 km, nos données sont compatibles avec une abondance uniforme de 1,4 - 1,6% telle que mesurée par d'autres instruments. En dessous de 200 km, un effet systématique mal compris empêche une mesure fiable. La molécule de CO est détectée en dessous de 180 km. Une abondance de 33±10 ppm est mesurée entre 70 et 130 km d'altitude. En dessous de 500 km environ, une absorption supplémentaire, centrée sur 3,4 µm se superpose à la bande du méthane à 3,3 µm. Cette bande caractérise la vibration des liaisons C - H au sein de longues chaînes aliphatiques rattachées à de larges molécules organiques qui composent les aérosols.
L'absorption des aérosols fixe le niveau de continu des spectres étudiés. Celle-ci est plus forte aux courtes longueurs d'onde et augmente lorsque l'altitude décroît. Un code d'inversion du continu a été développé afin de déterminer les profils de densité des aérosols et de modéliser leur transmission. L'hypothèse de départ est que les aérosols sont des agrégats fractals composés de sphères de 0,05 µm de rayon dont les propriétés optiques sont celles des tholins de Khare et al. (1984). Les modèles de transmission obtenus révèlent que seuls les agrégats comportant plus de 1 000 sphères sont compatibles avec les observations. De plus, l'absence des deux absorptions caractéristiques à 3 et 4,6 µm dans nos données soulignent les différences significatives entre les tholins et les aérosols réels. Les profils de densité des aérosols indiquent une augmentation exponentielle en dessous de 450 km, caractérisée par une échelle de hauteur de l'ordre de 60 km pour les données de l'occultation solaire (71°S) et de l'ordre de 50 km pour celle de l'occultation de Gamma Crucis (24°N). L'écart constaté est peut-être attribuable à la différence de latitude entre ces deux observations. Enfin, les données de l'occultation rasante d'Antarès comportent de
nombreuses variations de flux rapides et intenses (« spikes ») : elles sont attribuées à des ondes de gravité se propageant dans l'atmosphère de Titan.