Les magnétosphères en rotation rapide des planètes géantes (Jupiter, Saturne) contiennent de nombreuses sources de plasma situées très à l'intérieur du système magnétosphérique. Le plasma créé localement au voisinage de ces sources est cependant observé dans toutes les régions de ces magnétosphères, mettant en évidence la nécessité d'un mécanisme de transport radial du plasma à travers le système. Cette thèse s'intéresse à l'étude théorique de l'instabilité d'interchange, une instabilité de type Rayleigh-Taylor dans laquelle les forces centrifuges jouent le rôle de la gravité, et généralement invoquée pour expliquer le transport radial à l'oeuvre dans les magnétosphères de Jupiter et de Saturne. <br> Afin de prendre en compte la nature des plasmas magnétosphériques, peu collisionnels, un formalisme exact d'étude linéaire des ondes et instabilités basse-fréquence dans les plasmas gyrotropes a été développé. Ce formalisme permet notamment de considérer les effets des forces non-électromagnétiques (force de gravitation, centrifuge et de Coriolis), les paramètres de la stratification (gradients et courbure) et certains effects cinétiques (résonance Landau). <br> Ce formalisme est dans un premier temps validé dans le cas des plasmas homogènes, avant d'être appliqué au cas des plasmas stratifiés. Les modes les plus influencés par la stratification du milieu, dénommés modes de quasi-interchange, y sont identifiés en termes de mode d'Alfvén, mode magnétosonore lent et mode miroir, suivant la terminologie classique en milieu homogène. Les critères d'instabilité des différents modes de quasi-interchange sont entièrement obtenus de manière analytique et sont appliqués au cas du plasma multi-espèces présent dans le tore de plasma du satellite Io de Jupiter, tel que décrit à travers les observations des sondes Voyager et Galileo. <br> Enfin, en attendant les observations de la mission Cassini en 2004 pour appliquer ces résultats dans l'environnement spatial de Saturne, son survol de Jupiter en décembre 2000 - janvier 2001 est présenté brièvement. L'analyse des données champ magnétique obtenues lors de ce survol nous permet de mettre en évidence profondément dans la magnétogaine jovienne des signatures observationnelles du mode miroir, identifié auparavant à l'aide de notre formalisme théorique.

La mission Cassini, dédiée à l'étude de l'environnement de Saturne, comporte un récepteur radio (RPWS/HFR) couvrant la gamme 3.5 kHz-16 MHz, adaptée aux émissions radio de Saturne. La particularité de ce récepteur réside dans ces capacités goniopolarimétriques. En effet, malgré le fait que les dipôles qui lui sont connectées n'ont aucune résolution spatiale, on pourra retrouver la direction d'arrivée, le flux et l'état de polarisation de l'onde électromagnétique incidente. La partie instrumentale de mon travail a consisté d'une part à étalonner les antennes du récepteur et d'autre part, à développer des méthodes d'inversions goniopolarimétriques adaptées à ce type de récepteur. Une étude de la physique magnétosphérique de Jupiter a été entreprise. Nous avons obtenir, grâce à nos étalonnage, un nouveau spectre de référence des émissions radio jovienne dans la gamme du récepteur RPWS/HFR. Parmi toutes les émissions radio de la magnétosphère de Jupiter, j'ai choisi d'étudié plus particulièrement les sursauts quasi-périodiques seule composante jovienne dont on ne connaît pas l'origine. Les observations radio de Saturne ont débuté en janvier 2004 lors d'une campagne commune HST (téléscope spatial Hubble) Cassini. La caméra UV du HST a observé les aurores polaires de Saturne pendant que Cassini approchait la planète. Les observations HST sont comparées aux données radio, en terme de flux et de polarisation. Les résultats, préliminaires de cette étude sont en accord avec les résultats de Voyager. Enfin, je présente une proposition d'explication de la variabilité de la période apparente de rotation sidérale de Saturne mesurée grâce aux modulations des émissions radio.

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.<br />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.

L'origine, la distribution et l'évolution des molécules organiques et de la vie sont les principaux sujets d'un domaine scientifique récent appelé astrobiologie. Un sous-thème intéressant de ce vaste domaine est l'identification des composés organiques et des processus chimiques et physiques dans des lieux autres que la Terre. Un objet particulièrement intéressant de ce point de vue est Titan, la plus grosse lune de Saturne et la seule dans le système solaire pour laquelle on observe la présence d'une épaisse atmosphère composée d'azote et méthane (N2 et CH4), et ayant toutes les caractéristiques d'une atmosphère planétaire. Cette atmosphère est depuis longtemps connue pour être riche en composés organiques présentant un grand intérêt pour l'astrobiologie. La mission Cassini-Huygens (NASA-ESA-ASI) a été conçue pour explorer le système saturnien, avec un intérêt particulier pour Titan. Les instruments de Cassini fournissent de grandes quantités d'informations sur l'atmosphère depuis 2004. Ainsi, les données du Spectromètre de Masse d'Ions et de Molécules Neutres (INMS) et du Spectromètre de Plasma de Cassini(CPS) ont montré l'existence de molécules organiques neutres lourdes (jusqu'à 7 atomes de carbone) et des ions lourds (jusqu'à 13000 Da) dans la thermosphère. Les observations effectuées tout au long de la mission ont par ailleurs montré une variabilité atmosphérique complexe en fonction de nombreuses variables comme, entre autres, l'activité solaire ou les interactions avec la magnétosphère de Saturne. Les molécules organiques dans l'atmosphère donnent lieu à une chimie complexe et conduit à la formation d'aérosols organiques dans les couches stratosphériques inférieures. Ces aérosols précipitent à la surface de Titan où ils continuent leur évolution chimique. C'est une des caractéristiques qui font de Titan un objet intéressant du point de vue astrobiologique

L'atmosphère de Saturne subit d'importantes variations saisonnières d'insolation, à cause de son obliquité, de son excentricité et de l'ombre de ses anneaux. Dans la stratosphère (de 20 hPa à 10-4 hPa), les échelles de temps photochimiques et radiatives sont du même ordre de grandeur que la période de révolution de Saturne (29,5 ans). On s'attend donc à mesurer des variations saisonnières et méridiennes significatives de la température et des espèces produites par la photochimie (en particulier C2H6, C2H2 et C3H8) dans cette région. Grâce à sa durée (2004-2017), la mission Cassini est l'occasion inédite de suivre l'évolution saisonnière de l'atmosphère de Saturne.Au cours de ma thèse, j'ai analysé des observations au limbe Cassini/CIRS car elles permettent de sonder à la fois la structure méridienne et verticale de la stratosphère de Saturne. Ainsi, j'ai mesuré les variations saisonnières de la température et des abondances de C2H6, C2H2 et C3H8. J'ai également contribué au développement d'un modèle radiatif-convectif et d'un GCM (Global Climate Model) de l'atmosphère de Saturne. Les prédictions de ces modèles sont comparées avec les températures mesurées avec CIRS, de façon à étudier les processus radiatifs et dynamiques qui contribuent à l'évolution saisonnière. Les simulations numériques réalisées avec ce GCM m'ont également permis d'étudier la propagation des ondes atmosphérique ainsi que les effets de l'ombre des anneaux sur l'atmosphère de Saturne. Par ailleurs, la comparaison entre les distributions de C2H6, C2H2 et C3H8 et des modèles photochimiques (Moses et Greathouse 2005, Hue et al. 2015) donne des indications sur le transport méridien. / Saturn's atmosphere undergoes important seasonal variations of insolation, due to its obliquity, its eccentricity and the shadow of its rings. In the stratosphere (from 20 hPa to 10-4 hPa), radiative and photochemical timescales are in the same order as Saturn's revolution period (29.5 ans). Hence, significative seasonal and meridional variations of temperature and photochemical by-products (especially C2H6, C2H2, and C3H8) are expected. Because of its duration (2004-2017), the Cassini mission is an unprecedented opportunity to monitor the seasonal evolution of Saturn's atmosphere. During my PhD, I analysed Cassini/CIRS limb observations as they probe the meridional and vertical structure of Saturn's stratosphere. Hence, I measured seasonal variations of temperature and abundances of C2H6, C2H2, and C3H8. I also contributed to the development of a radiative-convective model and a GCM (Global Climate Model) of Saturn's atmosphere. The predictions of these models are compared with the temperatures measured from CIRS observations, in order to study the radiative and dynamical processes which contribute to the seasonal evolution. Numerical simulations performed with the GCM also allowed me to study atmospheric waves propagation and the effects of rings shadowing in Saturn's atmosphere. Besides, comparison between C2H6, C2H2, and C3H8 distributions and photochemical models (Moses and Greathouse 2005, Hue et al., 2015) give insights on meridional transport.

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 détenniner le flux de GCR accédant à Saturne de manière réaliste. Auparavant, seulement des tentatives théoriques ont été effectuées afm de vérifier cette idée. Dans cette thèse, pour la première est développée nne 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 MIMI1 LEMMS acquises pendant les survols de Rbéa et de Dioné ont été modélisées à l'aide du traceur et les résultats obtenus ont été comparés aux observations. TI 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 MIMI1 LEMMS. Ces résultats sont importants pour l'interprétation correcte des données MIMI 1 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. / 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.

Interplanetary space exploration has thus far consisted of single, expensive spacecraft missions. Mission costs are particularly high on missions to the outer planets and while invaluable, finite budgets limit our ability to perform extensive and frequent investigations of the planets. Planetary systems such as Jupiter and Saturn provide extremely complex exploration environments with numerous targets of interest. Exploring these targets in addition to the main planet requires multiple fly-bys and long mission timelines. In LEO, CubeSats have changed the exploration paradigm, offering a fast and low cost alternative to traditional space vehicles. This new mission development philosophy has the potential to significantly change the economics of interplanetary exploration and a number of missions are being developed to utilize CubeSat class spacecraft beyond earth orbit (e.g., NEAScout, Lunar Ice Cube, Marco and BioSentinel). This paper takes the CubeSat philosophical approach one step further by investigating the potential for small satellite swarms to provide extensive studies of the Saturn system. To do this, an architecture was developed to best replicate the Cassini Primary Mission science objectives using swarms of CubeSats. Cassini was chosen because of its complexity and it defines a well-understood baseline to compare against. The paper outlines the overall mission architecture developed and provides a feasible initial design for the spacecraft in the architecture. The number of swarms needed, number of CubeSats per swarm, size of the CubeSats, overall science output and estimated mission cost are all presented. Additional science objectives beyond Cassini's capabilities are also proposed. Significant scientific returns can be achieved by the swarm based architecture and the risk tolerance afforded by the utilization of large numbers of low-cost sensor carriers. This study found a potential architecture that could reduce the cost of replicating Cassini by as much as 63%. The results of this investigation are not constrained to Saturn and can be easily translated to other targets such as Uranus, Neptune or the asteroid belt.

Saturn’s moon, Titan, has been a scientific marvel since Cassini’s flyby discovered methane-ethane lakes in the northern hemisphere. Several science missions to explore these lakes have been proposed, but none have been launched. Using these previous mission designs, as well as the success of the Huygens probe, this paper will discuss the development of a deployable multi-buoy system with the intent of studying the methane-ethane lakes. The buoys will study the chemical makeup of the lakes, determine meteorology of Titan atmosphere, and map the depth and floor of the targeted lakes. This thesis is a concept study on the multi-buoy system that reviews briefly the concept and design.

Linear dunes are one of the most abundant and important features on the surface of Titan. We present a model for estimating the volume of dune sediment using the area coverage of Titan's sand seas along with dune widths, spacings, and heights. This helps to reveal local sediment transport and deposition. We refine global dune area estimates from Cassini SAR (Synthetic Aperture RADAR) of 20 million km2 or 24 ± 3% of Titan's surface based on ~50% Cassini RADAR global coverage. Additionally, the global area of sand seas is estimated from a joint analysis of Cassini SAR and ISS (Imaging Science Subsystem) images of 12.8 ± 2 million km2 or 15.4 ± 2.4% of Titan's surface. Also, we provide the first area measurements by sand sea, then describe a new method for estimation of the volume of dune sands across the sand seas based on imagery and measured dune characteristics (i.e., width, spacing, profile, and height) on Titan and in Earth's Namib Sand Sea. Our volume thickness map shows sand sea volumes of 3.8--7.9 x 104 km3 in Senkyo, 6.1--12.7 x 104 km3 in Belet, 5.3--11.0 x 104 km3 in Shangri-La, and also 5.3--11.0 x 104 km3 in Fensal and Aztlan Sand Seas. Our estimate for global dune sand volume is 206,000 km3 - 427,000 km3. The volume map identifies regional changes in sediment thickness implying local variations in transport and deposition and spatial variations in wind strength and direction. We show that dunes might be isolated to equatorial regions because of wind strength, topography, sediment supply, and humidity. Our preliminary map can be used as a tool to understand sediment transport and deposition to explain spatial variations in eolian sediment volume on Titan.

We present results on the ionospheric structure around Titan observed during numerous deep (&lt;1000 km) flybys by the Cassini spacecraft. Our results are based on measurements by the radio and plasma wave science instrument, in particular the Langmuir probe. In addition, data from the magnetometer and electron spectrometer have contributed. The ionosphere of Titan is created when the atmosphere of the moon becomes ionised. There are several mechanisms that contribute to this, the most important of which are considered to be photoionisation by EUV from the Sun with associated photoelectron ionisation, and particle impact ionisation by electrons and ions from Saturn’s corotating magnetosphere. We investigate the influence of the solar zenith angle on the electron number density at the ionospheric peak. The results show on average four times more plasma on the dayside compared to the nightside, with typical densities of 2500 – 3500 cm-3 and 400 – 1000 cm-3, respectively. In a complementary study, we make a case study of a nightside flyby and show that the altitude structure of the deep ionosphere is reproducible by a simple electron impact ionisation model. Taken together, this leads to the conclusion that solar photons are the main ionisation source of the dayside ionosphere. However, magnetospheric particle precipitation also contributes and can explain the electron densities seen on the nightside. As Titan does not exhibit any large intrinsic magnetic field, the fact that it is embedded in the magnetosphere of Saturn means that the Kronian field drapes around the moon and gives rise to an induced magnetosphere. We show that there are currents of the order of 10 – 100 nA m-2 flowing in the ionosphere of the moon. Associated with the currents are perpendicular electric fields ranging from 0.5 to 3 µV m-1. Finally, we investigate measurements obtained during T70, the deepest Titan flyby performed to date. We show that there is a substantial amount of negative ions present below an altitude of 900 km. This confirms previous result by the electron spectrometer, showing negative ions at higher altitudes in Titan’s ionosphere.