| Summary: | La mission Cassini/Huygens a étudié le Système Saturnien pendant 13 ans, permettant de grandes avancées dans la compréhension de Saturne et de ses lunes.À cause de son atmosphère contenant du méthane et des aérosols, la surface de Titan n'est visible qu'à quelques gammes de longueurs d'ondes. La températures et la pression à la surface permet la présence de méthane et d'éthane à l'état liquide. Un cycle du méthane existe, analogue à celui de l'eau sur Terre, permettant la pluie, l'érosion fluviale et le transport sédimentaire.L'instrument VIMS-IR de la sonde Cassini prends des images dans l'infrarouge, où la surface peut être visible sur quelques parties du spectre. Pour pouvoir étudier ces images et obtenir l'albédo de surface, nous utilisons un modèle de transfert radiatif pour compenser les effets atmosphériques contenus dans la signature spectrale de VIMS.La glace d'eau étant le constituant de la croûte de Titan, elle est sensée être présente en surface. Cependant la signature n'est pas observée partout sur les images VIMS, car Titan est couverte de dunes, de poussière et d'aérosols sédimentés. Nous supposons que l'érosion peut mettre à jour la glace d'eau, donc nous allons la chercher dans les vallées fluviales et les produits issus de l'érosion.Dans un premier temps, nous présentons le modèle de transfert radiatif employé par la suite. Nous montrons les paramètres utilisés pour modéliser l'atmosphère, et les réglages permettant d'optimiser le temps de calcul. Dans ces réglages, nous apportons une nouvelle contrainte à la dimension fractale des aérosols. Nous détaillons ensuite notre méthode pour calculer l'erreur sur les spectres VIMS et sur l'albédo de surface inversée par notre modèle.Nous montrons par la suite une application sur images hyperspectrales situées dans les zones de Xanadu et de Tui Regio. L'établissement d'un paramètre pour cartographier l'intensité de la signature de la glace d'eau permet de mettre en évidence une signature plus prononcée en bout de chenaux asséchés, bordant le paléo-lac de Tui Regio pouvant correspondre à un paéo-delta ou un éventail alluvionnaire. Nous confirmons les traces de transport sédimentaire allant des régions montagneuses vers les plaines.Nous nous penchons ensuite sur l'adaptation du modèle de transfert radiatif pour l'étude des pôles comme nous disposons de plus d'inconnues concernant la brume de Titan à haute latitudes. Nous utilisons alors ce modèle modifié sur une coupe de Kraken Mare, une des mers d'hydrocarbures. Nous mettons ainsi en évidence du transport sédimentaire actif dans Kraken Mare. The Cassini/Huygens mission studied the Saturnian System for 13 years, allowing great advances in the understanding of Saturn and its moons.Due to its atmosphere containing methane and aerosols, the surface of Titan, the biggest moon of Saturn, is only observed at a few wavelength ranges. The surface temperature and pressure allow the presence of methane and ethane in liquid state. A methane cycle exists, analogous to that of water on Earth, allowing rain, erosion and sediment transport.The Cassini probe's VIMS-IR instrument takes infrared images, where the surface can be viewed in some parts of the spectrum. In order to study these images and obtain the surface albedo, we use a radiative transfer model to compensate for atmospheric effects contained in the spectral signature of VIMS.Water ice being the constituent of Titan's crust, it is believed to be present on the surface. However the signature is not seen everywhere on the VIMS images, as Titan is covered with dunes, dust and sedimented aerosols. We assume that erosion can reveals water ice, so we will look for it in river valleys and erosional products.First, we present the radiative transfer model used subsequently. We explain the parameters used to model the atmosphere, and the settings to optimize the computation time. With these settings, we bring a new constraint to the fractal dimension of aerosols.We then detail our method to calculate the error on VIMS spectra and on the surface albedo retrieved by our model. We show an application on hyperspectral images located in Xanadu and Tui Regio areas. The establishment of a parameter to map the intensity of water-ice signature makes it possible to highlight a more pronounced signature at the end of dry channels, bordering the paleo-lake of Tui Regio. This signature could correspond to a paeo-delta or an alluvial fan. We confirm traces of sediment transport going from the mountainous regions toward the plains.We adapt then the radiative transfer model to study the North pole of Titan, as we have more unknowns concerning Titan haze at high latitudes. We work with this modified model on a section of Kraken Mare, one of the hydrocarbon seas. A particular spectral signature in Kraken is due to sediments carried by rivers. We thus highlight active sediment transport in Kraken Mare.
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