Cette thèse présente mes travaux sur l’étude des changements saisonniers dans la moyenne atmosphère de Titan à partir des données du spectromètre infrarouge CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) à bord de la sonde Cassini (fin de mission en septembre 2017). Pendant mes trois ans de thèse, je me suis concentré sur les changements saisonniers des profils verticaux de température et d’abondance des composés photochimiques présents dans l’atmosphère de Titan, à toutes les latitudes, pour des altitudes sondées entre 100 et 550 km, et allant du milieu de l’hiver nord jusqu’au début de l’été nord. L’étude de ces profils verticaux permet de contraindre la dynamique et la chimie atmosphérique.Les données analysées durant la thèse proviennent du spectromètre infrarouge à transformée de Fourier CIRS, entre 590 et 1500 cm-1. Dans cette plage spectrale, les spectres infrarouges présentent les bandes de ro-vibration des composés photochimiques : CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, CO2, HCN et HC3N. L’intensité des bandes de ro-vibration d’un composé photochimique dépend à la fois de la température de l’atmosphère et de l’abondance du composé photochimique. Cette double dépendance induit donc une incertitude sur les profils verticaux de températures et d’abondances retrouvés. En supposant que le profil vertical du méthane est constant en latitude et égal à celui mesuré in situ par l’instrument GCMS de la sonde Huygens, nous déterminons dans un premier temps le profil de température à partir de la bande ν4 du méthane centrée à 1305 cm-1. Puis nous déterminons les profils d’abondance des composés photochimiques avec le profil de température déterminé précédemment.Les données analysées ont une géométrie dite au limbe : le spectre infrarouge sonde principalement une couche de l’atmosphère dont l’altitude est la distance minimale de la ligne de visée à la surface. Cette géométrie au limbe permet un échantillonnage vertical des profils d’environ 10 à 40 km (dépendant de la distance entre la sonde et Titan) entre 100 et 550 km d’altitude.La détermination de ces différents profils est effectuée avec un code de transfert radiatif raie-par-raie, modélisant des spectres infrarouges à différentes altitudes, couplé à une méthode d’inversion linéaire contrainte, qui modifie itérativement soit le profil de température soit le profil d’abondance afin de réduire l’écart entre le spectre observé et le spectre modélisé.Pour contraindre au mieux les changements saisonniers de la moyenne atmosphère de Titan, j’ai analysé 56 jeux de données sur les 127 survols effectués par la sonde Cassini. Sont tout d’abord présentés les résultats au niveau des pôles qui montrent d’importantes variations saisonnières en termes de température et d’abondances. Ces variations sont dues à la présence du vortex polaire qui se forme durant l’hiver et qui s’évanouit au printemps. Je montre ensuite les résultats au niveau de l’équateur et des moyennes latitudes qui présentent de faibles variations saisonnières. Ces profils verticaux sont peu impactés par la dynamique atmosphérique, et sont donc comparables aux modèles photochimiques à une dimension qui ne prennent pas en compte la circulation atmosphérique.Enfin, une dernière partie traite des variations des rapports isotopiques 12C/13C et 14N/15N dans HCN en utilisant les résultats précédents de températures et d’abondances.