Spectres visible-IR de Mars
Les documents ci-dessous sont tirés de / Figures are extracted from: Erard & Calvin, DPS Conference 1996 et Erard & Calvin, Icarus 1997.
Trois fenêtres d’observation ISM dans la région des écoulements catastrophiques sont superposées à une carte Viking, et recouvertes par les traces d’observations du spectromètre de Mariner 6 et 7 dans cette région. La quantité représentée par un code de couleurs est l’albédo mesuré par ISM à 0,9 µm (réflectance corrigée avec un coefficient de Minnaert de 0,7). IRS fonctionnait à plus haute résolution spectrale qu’ISM, mais à plus basse résolution spatiale, et était dépourvu de capacités d’imagerie. Les traits rouges représentent le centre des pixels IRS, la taille des pixels correspond à l’intervalle entre deux traits ; les numéros en blanc sont les références des spectres IRS. Les sessions ISM représentées sont Hébès, Aurorae et Arabia.
Le domaine spectral couvert par IRS est complémentaire de celui d’ISM : ISM (0,77 à 3,16 µm) permet notamment d’étudier les minéraux ferriques et ferreux, IRS (1,9 à 6 µm) donne accès aux absorptions de sels minéraux tels que carbonates et sulfates (produits d’altération).
Three ISM sessions covering the chaotic terrains are projected on a Viking map; superimposed in red lines are the footprints of the Mariner 6-7 IR spectrometer (IRS) spectra in this area. The color codes represent albedo at 0.9 µm measured by ISM (radiance corrected with a Minnaert coefficient of 0.7). IRS had a higher spectral resolution than ISM but a lower spatial resolution, and no imaging capacity. Red lines represent the center of IRS footprint, the pixel size is on the order of the distance between two lines; white numbers are IRS spectra reference numbers. ISM sessions plotted here are Hebes, Aurorae and Arabia.
The spectral domains are complementary: ISM (0.77-3.16 µm) allows to study ferric and ferrous minerals, while IRS (1.9-6 µm) gives access to absorptions of mineral salts like carbonates and sulfates (alteration products).
Les spectres ISM sont moyennés sur la région couverte par IRS. Le signal est étalonné et divisé par le flux solaire + le flux de corps noir correspondant à la température estimée. Jusqu’à 3 µm environ, ce rapport donne la proportion de lumière rediffusée par la planète (facteur de radiance) ; au-delà, l’émission thermique de la planète domine graduellement le signal et le rapport tend vers l’émissivité de la surface. Les bandes d’absorption minéralogiques visibles à cette échelle sont à 1 µm (minéraux ferro-magnésiens et oxydes de fer) et à 3 µm (minéraux hydratés).
ISM spectra are averaged inside IRS footprints. The signal is calibrated and divided by the solar flux + the estimate surface emission. Below 3 µm, this quantity is the proportion of solar light scattered by the planet (radiance factor). Beyond 3 µm this ratio approaches the surface emissivity as thermal emission gradually increases. Absorption features that can be seen on these plots are located at 1 µm (mafic minerals and ferric oxydes) and 3 µm (hydrated minerals).
Les spectres ISM sont moyennés sur les régions couvertes par IRS, et les spectres IRS sont convolués avec la réponse spectrale d’ISM (à plus basse résolution spectrale). Les jeux de données ont été acquis à vingt ans d’intervalle, mais l’on remarque une très grande persistance des signatures spectrales : c’est le signe que les matériaux superficiels se sont peu déplacés dans la région au cours de cette période. La principale différence est la profondeur de la bande d’hydratation à 3 µm, elle est liée essentiellement à la géométrie d’observation différente (grandes phases pour IRS, phase nulle pour ISM). La différence de pente spectrale parfois observée vers 2,3 µm peut s’expliquer par la diffusion atmosphérique (taille et opacité des aérosols). Entre régions claires et régions sombres, la principale différence tient à la forme de la bande d’absorption à 1 µm ; elle est typique des oxydes de fer dans les régions claires, et des silicates ferro-magnésiens composant les matériaux volcaniques dans les régions sombres.
ISM spectra are averaged inside IRS footprints, and IRS spectra are convolved with ISM spectral response. Although the observations were performed 20 years apart, spectral features are remarkably similar. This implies that the surface layer has not shifted significantly during this period. The main difference is related to the depth of the hydration band at 3 µm, and is chiefly due to the difference in viewing geometry (large phases for IRS, near-normal direction for ISM). A difference in aerosols properties (column density and particle size) can account for the difference in spectral slopes observed around 2.3 µm. The main discrepancy between bright and dark regions is related to the shape of the 1 µm band in ISM spectra. It is typical of ferric oxides in the bright regions, and of mafic minerals present in basalts in the dark regions.
Fig 4 : Spectres composites en réflectance / Composite spectra in reflectance
L’émission thermique de la surface est modélisée et soustraite des spectres IRS. En normalisant les niveaux on obtient des spectres en réflectance sur l’ensemble du domaine spectral, qui peuvent être comparés à des spectres d’échantillons de laboratoire ou de mélanges minéraux. Le domaine spectral est étendu au visible en incluant des spectres télescopiques obtenus à Hawaï peu avant les observations ISM (observations de Jim Bell, 1988 ; Mustard & Bell, Geol. Res. Lett. 1994).
De tels spectres servent à contraindre la minéralogie de la surface, et permettent la préparation de futures expériences. Ces spectres ont notamment été réutilisés pour simuler la réflectance et l’émission de la surface de Mars dans un modèle spectrophotométrique de Mars destiné à préparer les observations d’OMEGA (Erard S., Geophys. Res. Lett. 2001). OMEGA couvrira l’ensemble de ce domaine spectral avec une résolution au sol vingt fois supérieure à celle d’ISM (programmé initialement sur la sonde russe Mars-96, OMEGA volera sur la mission Mars-Express de l’ESA en 2003).
The thermal emission of the surface is modeled and subtracted from IRS spectra. ISM and IRS spectra are then normalized and merged. This model allows the comparison with laboratory spectra of mineral samples or mixtures. The spectral domain is enlarged by merging telescopic spectra in the visible domain, measured from Hawaii just before ISM observations (observations by Jim Bell, 1988 ; Mustard & Bell, Geol. Res. Lett. 1994).
Such spectra are useful to better constrain surface mineralogy, but also to optimize observations by future experiments. These spectra have been used in particular to estimate the reflectance and emissivity of the Martian surface in a spectrophotometric model of Mars to prepare the OMEGA observations (Erard S., Geophys. Res. Lett. 2001). OMEGA will cover this whole spectral range with a spatial resolution 20 times that of ISM (first developed for the Mars-96 Russian mission, OMEGA will refly on ESA’s Mars-Express in 2003).
La partie à plus courtes longueurs d’onde des spectres composites ci-dessus est comparée avec des spectres acquis depuis le sol (Singer et al., 1979). Ceux-ci sont des moyennes de régions claires et sombres, et sont eux-mêmes des composites ; ils représentent l’état des connaissances avant ISM. La résolution spatiale de ces spectres (~150 km) est beaucoup moins bonne que celle d’ISM (elle est limitée par la turbulence de l’atmosphère terrestre), et le rapport signal sur bruit est moindre. On constate le très bon accord obtenu entre les deux séries de données, qui valide le compositage avec la partie visible (le point important est la position des bandes d’absorption, en particulier autour de 1 µm). La différence de pente spectrale entre les spectres sombres s’explique par des contributions différentes de la diffusion atmosphérique. Les spectres ISM+télescopiques affichés ici sont les spectres de Margaritifer Terra et d’Ophir Planum de la figure précédente.
The shorter wavelength range of the above composite spectra is compared to spectra acquired from the ground (Singer et al., 1979). These spectra are averages of bright and dark areas; they are composited from several observations themselves, and represent the state of the art before ISM. Spatial resolution is limited by turbulence in the Earth atmosphere (~ 150 km), and signal-to-noise ratio is lesser than ISM’s. The figure illustrates the very good congruence between the two data sets, which validate the composition of ISM and visible spectra (the main point is the location of the absorption bands, in particular around 1 µm). Different spectral slopes in dark spectra are due to different contributions from atmospheric scattering. ISM + telescopic spectra used here are the Margaritifer Terra and Ophir Planum spectra from the previous figure.
ISM a été développé avec le soutien du CNES
