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Saturne, père de Jupiter

Les satellites (IV)

Le croissant de Titan photographié par la sonde Voyager 2 le 25 août 1981 à 907000 km de distance.

Avant l'exploration spatiale, on dénombrait 10 satellites autour de Saturne, les anneaux mis à part. Grâce aux découvertes des sondes spatiales Pioneer et Voyager, Saturne compte aujourd'hui au moins 62 satellites dont 53 ont été nommés et seulement 13 d'entre eux ont un diamètre supérieur à 50 km. Voici par exemple la trace du 22e satellite photographié par le CFHT d'Hawaii le 23 septembre 2000 (GIF de 184 KB). Les 28 derniers satellites furent seulement découverts depuis 2004, notamment par l'équipe de David Jewitt alors à l'Université d'Hawaii et aujourd'hui à l'UCLA.

Le plus gros satellite est Titan avec 5150 km de diamètre. Plus volumineux que Mercure mais plus petit que Ganymède, c'est l'un des rares satellites ayant conservé une épaisse atmosphère. Il fut découvert par Huygens en 1655 et est visible dans un petit instrument à la magnitude 8.3.

Quatre autres satellites oscillent entre 1060 et 1530 km de diamètre : Téthys, Dioné, Rhéa et Japet à mesure qu'on s'éloigne de Saturne. Les trois premiers ont une magnitude comprise entre 9.7 et 10.4 et sont visibles comme des étoiles dans une petite lunette de 80 mm de diamètre. Ils furent découvert par Cassini entre 1655 et 1684.

Mis à part Titan, Encélade est le plus intéressant car il est toujours en activité. Hypérion présente également d'intéressantes formations ainsi que Phoebé qui cache un manteau d'eau glacée. Voyons tout ceci en détail.

Mimas, alias "Death Star"

Mimas est une petite lune de 397 km de diamètre qui fut découverte par Herschel en 1789 en même temps qu'Encélade. Mimas gravite à 185000 km du centre de Saturne, donc juste au-dessus de l'anneau G extérieur et brille à la magnitude 12.8.

La physionomie de Mimas nous rappelle quelque chose de connu, un objet qui fait aujourd'hui partie de notre culture cinématographique...En effet, la surface de Mimas est dominée par un immense cratère d'impact de 130 km de diamètre et de 10 km de profondeur dont les remparts s'élèvent à 5 km d'altitude. Sa forme fait inévitablement penser à la planète artificielle de Dark Vador dans "Star Wars", Death Star. La coïncidence est étonnante d'autant que ni les scénaristes ni G.Lucas n'y avaient pensé.

A gauche, cette image de Mimas prise par la sonde Cassini le 2 août 2005 à 62700 km de distance nous montre Herschel. Ce cratère d'impact mesure 130 km de diamètre, soit presque le tiers du diamètre de Mimas ! Sa ressemblance avec la planète artificielle Death Star de "Star Wars" est... fortuite ! Documents NASA/JPL et Lucasfilms.

Les fontaines d'Encélade

Encélade mesure 499 km de diamètre et brille à la magnitude 11.8. Il gravite à environ 235000 du centre de Saturne, soit un peu au-delà de l'Anneau G et au coeur même de l'Anneau E qu'il alimente grâce à son activité cryovolcanique (voir plus bas). Encélade est en résonnance 2:1 avec Dioné.

Comme la plupart des satellites glacés de Saturne, Encélade présente une densité de 1.2. Il est en fait enveloppé d'un manteau de glace recouvrant un petit noyau rocheux. Du fait de sa surface glacée, Encélade réfléchit pratiquement 100% de la lumière du Soleil. C'est également pour cette raison qu'il présente une température superficielle très froide de -201 °C.

Encélade ne présente pratiquement aucun cratère de diamètre supérieur à 35 km. Sa surface est constituée d'un mélange assez curieux de cratères aux remparts doux et arrondis, de plaines, de montagnes et de zones de fractures très complexes qui ont déformé son écorce.

Grâce à la mission Voyager 2 de 1981, les astronomes savaient qu'Encélade était le siège d'une activité géologique. En effet, son relief qui semble avoir été fondu indique que l'intérieur est peut être encore liquide, même s'il aurait déjà dû être froid et solidifié depuis des milliards d'années. Les astronomes pensent qu'Encélade est réchauffé par un mécanisme de marée similaire à celui qui se produit sur le satellite Io de Jupiter. L'orbite d'Encélade est également perturbée par le champ gravitationnel de Saturne et par les deux gros satellites proches, Téthys et Dioné. Tousces phénomènes génèrent des actions mécaniques sur Encélade et libèrent un peu de chaleur.

Quatre images d'Encélade photographiée par la sonde Cassini. A gauche, une photomosaïque en fausses couleurs prise le 14 juillet 2005 à plus de 11100 km de la surface et présentent une résolution variant entre 350 et 67 m/pixel. On y voit un réseau de rainures, en fait des failles qu'on a surnommé les "rayures de tigre". A sa droite, les mesures thermiques au-dessus d'une faille révèlent que sa température (exprimée en K) est 17° plus chaude que la surface glacée. Chaque carré mesure 6 km de largeur. A droite du centre, de nouvelles mesures prises en 2017 par l'instrument RADAR de Cassini à 2.2 cm de longueur d'onde au-dessus des failles du pôle Sud indiquent que ce n'est pas seulement sous les fractures que la température est plus élevée mais toute la région est plus chaude (la bande analysée mesure 500 x 25 km). A l'extrême droite, cette image à contre-jour obtenue en janvier 2005 à 145000 km de distance révèle l'émission à partir des régions polaires de jets de gaz dans l'atmosphère jusqu'à plus de 500 km d'altitude. Documents NASA/JPL/Photojournal et ESA.

Pour essayer de préciser ces hypothèses et les modèles d'Encélade, en 2005, la NASA envoya la sonde spatiale Cassini survoler par trois fois Encélade et y effectuer des mesures dans différents rayonnements. Les mesures infrarouges ont révélé que la région du pôle Sud avait une température 20° supérieure à celle des régions environnantes, -188°C contre -208°C (85 K contre 65 K) alors que les modèles ne prévoyaient qu'une différence de 15° et aucun réchauffement particulier au pôle Sud. Les mesures de la température réalisées par l'instrument RADAR à 2.2 cm de longueur d'onde au-dessus d'une faille des "rayures de tigre" ont également indiqué que celle-ci était 17° plus chaude que la surface glacée située à quelques dizaines de kilomètres de distance (voir image ci-dessus). De nouvelles mesures réalisées en 2017 sur une portion de 500x25 km indiquent qu'en fait toute la région est plus chaude, suggérant que cette chaleur est produite et transportée sous l'écorce d'Encélade et qu'il pourrait exister une mer souterraine quelques kilomètres sous la surface glacée.

Les fontaines d'Encélade photographiées en 2005 par la sonde Cassini. Il s'agit d'une image en fausses couleurs. Document NASA/PhotoJournal.

Et les découvertes se succédent. Ainsi, au cours de deux occultations d'étoiles par Encélade (Lambda Scorpii en février 2005 et Bellatrix en juillet de la même année, le spectromètre imageur UV de Cassini détecta l'extinction progressive de la luminosité de ces étoiles près du limbe d'Encélade, preuve incontestable de la présence d'une atmosphère autour de cette lune. L'étude spectrale mis en évidence de la vapeur d'eau. Des examens complémentaires ont confirmé que ces jets n'émanent pas de toute la surface d'Encélade et de même que la glace d'eau, ils se concentrent principalement dans les failles autour du pôle Sud.

Déjà en mars 2005, le magnétomètre de Cassini avait mis en évidence une déflection du champ magnétique de Saturne autour d'un objet conducteur, plus exactement autour de la position d'Encélade. Cela signifiait concrètement que le plasma chaud entourant Saturne était dévié par une atmosphère assez étendue, d'au moins 500 km d'épaisseur.

Enfin, le 27 novembre 2005, les astronomes révélèrent une découverte encore plus étonnante (faite en janvier 2005). Comme on le voit à gauche, en photographiant le croissant d'Encélade à contre-jour, ils découvrirent ce que le JPL baptisa les "fontaines d"Encélade". Le pôle Sud d'Encélade à hauteur des fameuses "rayures de tigre" rejette dans l'atmosphère d'innombrables et puissants jets de gaz jusqu'à 505 km d'altitude qui retombent ensuite lentement sur le sol gelé sous forme de paillettes ! Sur place, le spectacle de ces immenses fontaines s'élevant vers le ciel doit être féérique !

Selon le Dr. Andrew Ingersoll du Caltech, ces jets sont constitués de vapeur d'eau et de poussières émis par des évents sous pression situés dans des zones de fractures. Ces jets contiennent également du méthane, de l'acétylène (C2H2), du gaz carbonique et de l'azote. En d'autres termes, ce sont des briques prébiotiques avec tout le potentiel qu'elles pourraient engendrer dans le contexte d'une éventuelle vie extraterrestre.

Pour que ces aérosols soient portés à une si haute altitude, ils doivent présenter une certaine densité ce qui implique une température étonnamment chaude pour un corps aussi froid qu'Encélade. Les analyses ont révélé que cette vapeur présente une température de 0°C alors que sa surface est 200° plus froide ! Cela veut également dire qu'il est possible qu'Encélade dispose des conditions propices au développement d'une forme élémentaire de vie, à confirmer in situ.

Ainsi après Io, Triton et Titan, Encélade est le quatrième satellite du système solaire à toujours présenter une activité géologique.

C'est cette production continue de matière qui alimente l'Anneau E de Saturne en paillettes de glace et en fines poussières, lui donnant cet aspect diffus caractéristique.

De l'hydrogène en abondance

Enfin, grâces aux capteurs de la sonde spatiale Cassini, en 2017 J.Hunter Waite du SwRI et ses collègues ont découvert que les geysers d'Encélade contenaient jusqu'à 1.4 % d'hydrogène (H2), le dernier élément clé qui confirme l'existence d'une activité hydrothermale sous la croûte glacée de cette lune. Cette abondance d'hydrogène vient s'ajouter au méthane, au gaz carbonique et à la production d'énergie chimique. Selon les chercheurs, l'abondance de ces éléments se situe juste au-dessus du seuil minimum d'énergie requis pour entretenir une méthanogénèse (la production de méthane par les micro-organismes) mais on ignore si un tel processus existe sur cette lune.

A voir : Ingredients for Life at Saturn’s Moon Enceladus?, NASA

Sous la croûte glacée d'Encélade, il semble exister des sources hydrothermales qui produisent suffisamment d'énergie, d'hydrogène et de méthane pour entretenir une forme de vie. Documents NASA/JPL-Caltech adaptés par l'auteur.

Sur Terre, il existe peu de molécules d'hydrogène dans les océans car les microbes les absorbent très rapidement. Mais sur Encélade, cela signifie que les conditions sont réunies pour entretenir une forme de vie dans les entrailles obscures d'Encélade, un peu à la manière des fumeurs hydrothermales terrestres qui permettent à de nombreuses formes de vie de survivre et même de s'épanouir malgré l'absence totale de rayonnement solaire.

Il reste toutefois beaucoup d'incertitudes avant que les astronomes puissent affirmer que la vie existerait sur Encélade. En effet, il faut à présent identifier et comprendre les processus qui régulent les échanges de matière et de chaleur à travers la structure interne d'Encélade et sur les autres lunes glacées et ensuite découvrir ces fameuux éventuels organismes. Seule une visite in situ apportera éventuellement cette confirmation.

Phoebé et Hypérion

Phoebé à l'inverse, est le satellite le plus éloigné (12953000 km) et présente un diamètre de 230 km seulement. Il fut découvert par Pickering en 1898. Commet Japet il n'orbite pas dans le plan de Saturne et constitue probalement un objet capturé voici plusieurs milliards d'années.

D'après les images transmises par la sonde Cassini (ci-contre) le 11 et 12 juin 2004 à 2068 km de distance, Phoebé présente plus de ressemblances avec les comètes et les KBO qu'avec les lunes classiques ou les astéroïdes.

Il ressemble à un astéroïde extrêmement cratelé couvert de matière sombre constituée de matière ferreuse, de cristaux de glace carbonique et d'éléments encore inconnus. Sa surface présente également des glissements de terrain, des sillons, des failles et des crêtes.

Phoebé aurait été formé il y a plus de 4 milliards d'années dans les régions reculées et froides du système solaire. Il cache un manteau de glace d'eau partiellement visible sur les parois des cratères (zones blanches). Cette glace ne se sublime pas en raison du froid intense (-190°C). Tous ces éléments donnent à Phoebé une stucture atypique que ne possède aucun astéroïde ni les satellites de Mars.

Treize autres satellites très irréguliers ressemblent à des astéroïdes, tel Hypérion ou Janus respectivement découverts par Bond et Dollfus en 1848 et 1966. Leur densité moyenne est également proche de 1.2 et présentent une forme irrégulière.

Rappelons que le nouvel immense anneau découvert en 2009 s'inscrit à l'intérieur de l'orbite de Phoebé.

A gauche, Phoebé (230 km de longueur) photographié par la sonde Cassini le 11 juin 2004 à 2068 km de distance. Document NASA/JPL/SSI. A droite, le satellite Hypérion (280 km de longueur) en couleurs accentuées photographié par la sonde Cassini le 29 septembre 2005 à 62000 km de distance. La résolution est de 362 m/pixel. Notez les dépôts sombres au fond de certains cratères.

Hypérion est assez particulier. Photographié par la sonde Cassini en septembre 2005, il mesure 280 km de diamètre et comme on le voit ci-dessus à droite, il ressemble à une éponge. Il présente de très nombreux cratères au fond sombre. La composition de ces dépôts reste inconnue.

La surface d'Hypérion montre les signes d'une érosion thermique, au cours de laquelle les matériaux sombres accumulés au fond des cratères sont réchauffés par le Soleil, fondent et s'inflitrent dans la surface où ils provoquent la vaporisation de la glace. Les planétologues pensent que la surface d'Hypérion pourrait cacher d'immenses cavernes formées suite à cette activité souterraine.

Pan et les autres petites lunes

L'un des satellites les plus étonnants est Pan (S/1981 S13) qui mesure environ 35 km de longueur et gravite à 133584 km de Saturne (2.22 Rs), dans la division de Encke. Il fut découvert en 1990 par Mark Showalter de l'Institut SETI sur des images prises par Voyager 2 en 1981. C'est l'un des satellites gravitant le plus près de Saturne. Comme Daphnis, il produit des festons (des turbulences) en traversant les anneaux.

Comme le montrent les photos ci-dessous prise le 7 mars 2017 par la sonde spatiale Cassini, Pan présente une crête équatoriale appelée techniquement un "renflement équatorial accrétionnaire" le faisant ressembler à un ravioli ou une soucoupe volante. Il doit sa forme particulière à son noyau plus dense que sa périphérie qui aurait été érodée au fil des collisions. La matière se serait accrétée dans son plan équatorial non pas par gravité mais sous l'effet de la rotation du satellite. Les simulations réalisées par Carolyn Porco de l'Institut de Sciences Spatiales et son équipe indiquent que le noyau de Pan mesurait originellement entre 16-24 km de diamètre selon sa densité. Comme Daphnis, Pan aurait ouvert la division dans l'anneau avant d'entamer sa croissance.

Une analyse détaillée de ce satellite et des autres petites lunes de Saturne fut publiée par Carolyn Porco et son équipe dans le journal Science en 2007.

Gros-plan sur le curieux satellite Pan qui évolue dans la division de Encke. Mesurant 35 km de longueur, Pan présente une crête équatoriale qui le ceinture complètement. Photographies prises le 7 mars 2017 par la sonde Cassini à 24572 km de distance. Documents NASA/JPL/SSI.

Attardons-nous également sur les effets de la gravitation. Celle-ci a en effet provoqué des effets spectaculaires sur le comportement des satellites de Saturne. Dioné et Téthys par exemple, larges d'un bon millier de kilomètres, sont escortés chacun par deux satellites "gardiens". Ils gravitent sur la même orbite que les deux lunes, chacun étant placé sur les points de Lagrange, l'un se maintenant 60° devant son hôte, l'autre 60° dernière lui. Deux autres satellites, Epiméthée et Janus, proches de l'anneau G sont coorbitaux. Dans son mouvement autour de Saturne, Epiméthée, le satellite intérieur rattrape Janus situé un peu plus haut sur l'orbite. Lorsque les deux satellites sont proches l'un de l'autre, leurs forces gravitationnelles réciproques entraînent une modification du moment orbital des deux corps. En accord avec les lois de la mécanique, le satellite intérieur diminue de vitesse, passe sur une orbite plus haute, tandis que le satellite extérieur passe sur une orbite plus basse, accusant une accélération. Tous les quatre ans ce couple change ainsi de place.

Tous les satellites de Saturne pour lesquels nous connaissons la vitesse de rotation accusent une rotation synchrone à l'exception de Phoebé et Hypérion. Enfin, un phénomène de résonance maintient également 3 couples en interactions gravitationnelles : Mimas-Téthys, Encélade-Dioné et Titan-Hypérion. Tous sont liés gravitationnellement deux à deux. Ainsi la période orbitale de Mimas est exactement la moitié de celle de Téthys. Leur système est en résonance 1:2. Encélade-Dioné présence également une résonance 1:2 tandis que le système Titan-Hypérion est en résonance 3:4.

A gauche, le 62e satellite de Saturne, S/2009 S1 découvert par Carolyn Porco du JPL se projetant sur l'anneau B à l'approche du solstice de Saturne en 2009. Il se situe à environ 650 km à l'intérieur de la limite externe de l'anneau B et à seulement environ 150 mètres au-dessus du plan des anneaux. Son ombre s'étend sur 36 km. Sur base de ces données, ce satellite mesurerait environ 300 mètres dans le plan vertical et serait pluiseurs fois plus large. A droite, les principaux satellites de Saturne à l'échelle. Document NASA/Cassini/Ciclops et T.Lombry basé sur une idée de David Seal/Caltech et les images de la NASA/JPL/ESA.

Les 12 petits satellites découverts en 2005 (en fait observés dès 2004 et dont voici une image) mesurent entre 3 et 7 km et orbitent si loin de Saturne (demi-grand axe compris entre 16 et 22 millions de km) qu'il leur faut entre 2.2 et 3.7 ans pour accomplir une révolution ! Selon Jewitt, il s'agit vraisemblablement d'astéroïdes de la Ceinture, mais à partir des simulations il ne comprend pas comment ils ont pu se retrouver sur leur orbite actuelle et si loin de Saturne. Les modèles doivent être affinés en étudiant plus de petits corps et en injectant leurs paramètres dans les programmes de simulation.

A ces 12 satellites, il faut ajouter 16 nouveaux petits corps. Le 62e satellite nommé Fornjot (S/2004 S8) fut identifié par David Jewitt et son équipe en 2004/2005 et ne mesure que 6 km de longueur. Le plus récent fut découvert en 2009 par Carolyn Porco sur des images de l'anneau B prises par la sonde Cassini comme on le voit ci-dessus à gauche. Il s'agit de S/2009 S1. Il mesure à peine 300 mètres de haut et serait plusieurs fois plus large.

Titan

Plus grand que Mercure et Pluton, avec ses 5152 km de diamètre, Titan est le seul satellite dans le système solaire à disposer d'une épaisse atmosphère. Elle est constituée de 95 à 98 % d'azote (N2) et jusqu'à 5 % de méthane (CH4).

Des lacs de méthane

Dès les années 1970, les planétologues se sont étonnés de l'abondance relative du méthane dans l'atmosphère de Titan. Seule explication, il devait se renouveller en permanence, mais ils ignoraient par quel processus. En effet, sur Terre, alors que l'énergie du Soleil est beaucoup plus intense que sur Titan, dans les basses couches de l'atmosphère, le méthane (dont 90 % des émissions sont d'origine biologique) est détruit par le rayonnement UV du Soleil conduisant à une augmentation de la concentration d'ozone (de la même manière que l'ammoniac NH3 se transforme en azote). De ce fait, le méthane est à l'état de trace (~1.8 ppm). Or, sur Titan le méthane est omniprésent et permanent. Par quel processus le méthane peut-il donc alimenter l'atmosphère de Titan ? C'est l'exploration spatiale qui une fois de plus mis les astronomes sur une piste. Mais laissons la question en suspens quelques minutes.

Titan fut visité par la sonde spatiale Voyager 1 en 1980 et en juin 2004 par la sonde Cassini-Huygens. Survolé la première fois à moins de 4000 km de distance, les images de Voyager 1 avaient toutefois laissé les astronomes sur leur fin. En effet, la couche de nuages qui recouvre Titan est opaque en lumière visible et ne laissa rien deviner de sa surface.

Ce satellite encore mystérieux présente un noyau rocheux large de 3400 km entouré d'un manteau constitué de différentes glaces cristallines mais on ignore s'il est structuré comme celui de Ganymède ou homogène comme celui de Callisto. On sait peu de chose de sa surface.

Depuis 1989, les planétologues sont convaincus qu'elle est recouverte ci et là de lacs profonds de 1000 mètres constitués d'hydrocarbures, de méthane ou d'un mélange d'éthane/méthane/azote formé par la précipitation de gaz liquides.

A consulter : La carte topographique de Titan, UAI

A gauche, observé en lumière visible par le Télescope Spatial Hubble en 1980, Titan cache sa surface sous une épaisse atmosphère. Au centre, une image composite prise en infrarouge (bleu à 1.3 microns, vert à 2.0 microns et rouge à 5.0 microns) par la sonde Cassini le 13 novembre 2015 montrant toute l'étendue des lacs. Il s'agit en grande partie de la face orientée vers Saturne. On reconnaît le plus grand cratère d'impact confirmé, Menrva (dans la partie supérieure gauche, près du limbe), le bassin de Hotei Regio (à gauche, en orange près du limbe) et des canaux à l'Est de Xanadu (à droite du centre). Cf. la carte topographique ci-dessus pour les détails. A droite, observée en infrarouge à 0.94 microns l'atmosphère se dissipe, révélant des zones plus chaudes de la surface dont l'éclat fluctue légèrement. Il s'agit des lacs de méthane ou d'éthane, certaines sources pouvant être des sources chaudes. Cliquer ici pour lancer une animation de la rotation de Titan (GIF de 517 KB). Documents HST, NASA/JPL et CICLOPS.

Analysant la surface de Titan dans le proche infrarouge à 940 nm où son atmosphère de méthane devient plus transparente, le Télescope Spatial Hubble révéla en 1995 des effets de marées[3], des indices supplémentaires appuyant l’existence de continents et d’étendues liquides. Ces dernières ne formeraient pas un océan mais plutôt des lacs séparés les uns des autres par des terres permafrost. Au milieu de ces lacs s’élève également un vaste continent grand comme l’Australie. Ces lacs ont une température d'environ -183°C. Localement des blocs de glace d'hydrocarbure cristallisé, peut-être de glace d'éthane, pourraient flotter à leur surface.

Comme on le voit ci-dessus, en 2004, les images prises par la sonde Cassini en infrarouge à 938 nm sous filtre polarisé révélèrent sous les nuages et la brume des zones plus sombres en surface, renforçant l'hypothèse que la surface de Titan dispose de deux types de terrains dont le pouvoir réfléchissant est très différent.

On découvrit également une zone brillante autour du pôle mais il est encore trop tôt pour dire s'il s'agit ou non d'une calotte de glace ou d'un reflet du sol. Les données indiquèrent une pression au sol de 1600 HPa, légèrement supérieure à celle qui règne à la surface de la Terre (1013 HPa).

Les données d'autres instruments embarqués à bord de la sonde Huygens (chromatographe en phase gazeuse, spectromètre de masse et module scientifique de surface) révélèrent également que la surface de Titan avait ou présentait encore une activité hydrologique. Ce n'était pas de l'eau mais du méthane liquide ou gazeux, confirmant l'hypothèse émise par le physicien et planétologue Martin Tomasko du LPL.

Grâce à ces découvertes, les planétologues détenaient enfin leur explication concernant la présence de méthane dans l'atmosphère de Titan.

Titan dispose de deux sources de chaleur : la matière radioactive qui réchauffe toute la planète et le champ gravitationnel de Saturne qui malaxe sa surface (comme elle le fait avec Encélade), produisant suffisamment de chaleur pour faire fondre la glace. Grâce à cette énergie, des volcans et des failles éjecteraient probablement du méthane et de l'éthane dans l'atmosphère, ce qui expliquerait les émanations gazeuses, les écoulements et les lacs présents à sa surface et le fait que le méthane atmosphérique se renouvelle en permanence.

A gauche, le lac d'hydrocarbure (éthane ou méthane) de Mare Ligeia situé près du pôle Nord de Titan synthétisé en fausses couleurs à partir des images radars enregistrées entre février 2006 et avril 2007 par la sonde Cassini. L'image couvre environ 700 km. Ce lac est profond de 20 à 40 m avec un maximum à -200 m par rapport au niveau moyen. Il se couvre de temps en temps de nuages de méthane. A droite, les dunes découvertes sur Titan en 2005 (image radar de Cassini) comparées à celles qu'on trouve sur Terre. L'image du haut couvre un champ d'environ 200 km de longueur. Le staches blanches ne sont pas de la glace mais structures topographiques. Documents JPL et NASA/ESA adapté par l'auteur.

Des dunes de sable électrostatiques

Comme on le voit ci-dessus à droite, grâce à l'imageur radar de la sonde spatiale Cassini, les astronomes ont découvert en 2005 des dunes de sable sur Titan dont l'aspect strié et périodique est similaire aux champs de dunes qu'on trouve dans nos déserts du Kalahari, de Namibie ou d'Oman. Mais alors que sur Titan les vents soufflent d'Est en Ouest, les dunes d'au moins 100 m de hauteur se forment dans la direction opposée, un phénomène qu'on n'observe pas sur Terre.

Pour comprendre ce phénomène touchant la rhéologie (la science de l'écoulement qui étudie les comportements mécaniques et dynamiques des matériaux et notamment des grains), en 2017 Méndez Haper de l'Institut technologique de Géorgie à Atlanta, aux Etats-Unis et son équipe ont simulé en laboratoire les courants atmosphériques et le comportement des grains de sable sur base d'un modèle de l'atmosphère de Titan comprenant de l'azote et des grains de naphtalène et de biphényl comme on en trouve sur cette lune.

Contrairement à ce qu'on observe sur Terre où la gravité est importante et empêche l'attraction électromagnétique entre grains de sable ou cendre volcanique et fait rapidement retomber les nuages de particules, sur Titan les grains de sable soulevés par le vent restent en suspension dans l'atmosphère et ne forment par de dunes. En revanche, ils peuvent s'agréger par effet électrostatique et devenir collant et lorsqu'ils sont suffisamment gros et massifs ils tombent sur la surface en formant des dunes de sable. Mais paradoxalement, alors que la force électrostatique agit comme de la colle en fixant les grains de sable qui devraient résister à des vents violents, sur Titan des vents de 5 km/s suffisent pour modeler les dunes.

Apparemment, sur Titan la rhéologie n'obéit pas aux mêmes lois que sur Terre ou plus précisément, l'idée que l'on se fait des forces agissant sur Titan sont différentes de celles qu'on a l'habitude de voir à l'oeuvre sur Terre.

Ionisation de la haute atmosphère

Malgré sa taille, la présence d'un noyau et d'un manteau probablement fluide, Titan ne présente pas de champ magnétique et gravite occasionnellement en-dehors de la magnétosphère de Saturne. Il est donc exposé périodiquement au vent solaire dont les particules de forte énergie sont à même d'ioniser les molécules situées au sommet de son atmosphère. On retrouve un phénomène un peu similaire sur Terre dans l'ionosphère qui présente une certaine conductibilité électrique en raison de l'ionisation partielle de l'air par le rayonnement solaire.

Mise à part l'absence d'eau et une température très hostile, Titan reste un laboratoire où les signes précurseurs de la vie ont pu apparaître. Consultez le dossier sur la bioastronomie et la contamination extraterrestre pour plus de détails.

La mission Cassini-Huygens : extraordinaire !

Les étonnantes caractéristiques du système de Saturne et les indices prébiotiques qui planent au-dessus de Titan ont convaincu les administrateurs de la NASA et de l’ESA de lancer une 4e sonde vers Saturne et Titan : Cassini-Huygens. Seul impératif, éviter que la fusée n’explose au décollage car celle-ci était alimentée par une pile au plutonium. Heureusement, la fusée fut lancée avec succès en octobre 1997.

A voir : Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL

En novembre 2004 (à gauche), la sonde Cassini-Huygens était en orbite d'insertion autour de Saturne. Après un voyage de 6.5 ans et parcouru 1.2 milliard de kilomètres, la sonde Huygens amorça sa descente sur Titan et se posa sur une surface solide (au centre). Un succès sans précédent qui couronna la collaboration entre l'ESA et la NASA. A droite, le grand final, lorsque la sonde Cassini terminera sa mission d'exploration en plongeant définitivement dans l'atmosphère de Saturne le 15 septembre 2017 après une mission de 20 ans couronnée de succès. Documents David Seal/JPL, ESA et NASA/Caltech-JPL.

Pour parcourir plus de 1.2 milliard de kilomètres, les experts du JPL ont choisi de placer la sonde Cassini-Huygens sur une orbite plutôt inhabituelle. Ils l'ont d'abord lancée vers Vénus dont l’effet de fronde gravitationnel permit de décupler la vitesse propre de la sonde, atteignant la vitesse prodigieuse de 141000 km/h ! Après un périple de plus de 7 ans, Cassini atteignit l'orbite de Saturne début juillet 2004 et traversa sans heurt les anneaux à hauteur de l'anneau D intérieur où le risque de collision était le plus faible mais pas nul.

Sur le plan technologique nous devons féliciter les ingénieurs de la NASA et de l'ESA qui ont téléguidé avec succès la sonde Cassini-Huygens depuis la Terre jusqu'à destination et dépouillé ses données. Un grand bravo et nous pouvons les plébisciter !

A voir : Huygens Descent Onto Saturn Moon Titan, U.Az, 2005

Huygens: Titan Descent Movie - Huygens Descent Imager

Reconstructions vidéos à partir des données du DISR transmises en 2005

Les premières images de la surface de Titan transmises par la sonde Huygens le 14 janvier 2005 parmi les quelque 350 reçues par l'ESA. A gauche, une image brute prise durant la distance à 16.2 km d'altitude. La résolution atteint 40 mètres. On distingue ce qui ressemble à des canaux de drainage conduisant à un rivage. Au centre, une image générale de la surface prise à 8 km d'altitude au-dessus du site d'atterrissage. La résolution est de 20 mètres. On distingue un rivage asséché et les lignes de démarcations entre les reliefs clairs couverts de glace (il fait -180°C) et les plaines sombres. Enfin, une image prise par la caméra DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) montrant un paysage désertique mais jonché de blocs de glace de 5 à 15 cm à la surface arrondie. Documents ESA/JPL

Après avoir photographié plusieurs satellites et survolé les anneaux, pendant que la sonde Cassini poursuivait sa mission, Huygens s’en alla visiter Titan et transmit des données durant les 2h30 heures que dura sa descente. La sonde plongea dans l'atmosphère de Titan au large du plus grand "continent", par 18.1°N et 208.7° de longitude. Huygens était prévue pour flotter car on ignorait si elle allait tomber sur un sol dur et gelé, ou, ce qui aurait été extraordinaire, dans un lac de méthane.

Huygens révéla un paysage accidenté, des plaines et des gorges ainsi que ce qui ressemble à un rivage asséché ou une plaine dont on ignore encore la composition exacte. Reportez-vous à l'article sur la mission Huygens sur Titan pour plus d'information.

Enfin, au terme d'une mission qui aura duré 20 ans, au cours de laquelle Cassini enregistrement des millions d'images couronnées par de nombreuses découvertes, la sonde spatiale finira par plonger dans l'atmosphère de Saturne à hauteur des anneaux internes et disparaîtra dans ses nuages le 15 septembre 2017. On imagine qu'elle survivra quelques minutes jusqu'à rencontrer une zone où la pression, la turbulence ou la température vainqueront la frêle embarcation interplanétaire.

Pour plus d'informations

Sous les brumes de Titan (sur ce site)

La découverte des anneaux de Saturne, par Dominique Caudron

Modélisation numérique de la dynamique atmosphérique de Saturne (thèse), Mélody Sylvestre, U.Pierre et Marie Curie, 2015

Propriétés physiques des anneaux de Saturne (thèse), Cedric Leyrat, U.Paris-Diderot, 2006

Systema Saturnia, par Christiaan Huygens, 1659 (en néerlandais)

Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL

European Space Agency (ESA)

Cassini-Huygens mission (JPL)

CICLOPS: Cassini Imaging

JPL PhotoJournal

The Depth, Composition, and Sea State of Titan's Mare, Alexander Hayes et al., JPL, 2014.

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[3] S.Dermott et C.Sagan, Nature, 374, 1995, p238.


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