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Titan et la mission Cassini-Huygens
La mission Cassini-Huygens (III) 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. Après avoir photographié plusieurs satellites et survolé les anneaux, pendant que la sonde Cassini poursuivait sa mission, le 14 janvier 2005 Huygens s’en alla visiter Titan et transmit des données durant les 2h30 que dura sa descente. La sonde plongea dans l'atmosphère de Titan au large du plus grand "continent", Xanadu, 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 comme nous allons le découvrir. La descente et le déploiement des instruments Antenne, micro et instruments de mesure fins prêts pour leur mission, telle une soucoupe volante brillant d'un bel éclat doré, la sonde Huygens pesant 319 kg et mesurant 2.7 m de diamètre plongea dans l'atmosphère dense de Titan au large du grand "continent" Xanadu, par 18.1°N et 208.7° de longitude le 14 janvier 2005 à 10h40 TU à une vitesse hypersonique de 6 km/s soit 21600 km/h. A cette vitesse, si la sonde n'était pas protégée par une coiffe de protection très résistante (aeroshell), elle serait détruite en quelques minutes par la friction atmosphérique. Afin de protéger la sonde et sachant que la partie frontale du bouclier (FRSS) allait subir une chaleur dix fois plus élevée que la partie arrière, elle fut couverte de tuiles spéciales qui devaient progressivement disparaître par ablasion (friction) au cours des premières minutes de la rentrée atmosphérique, emportant avec elles l'excès de chaleur (voir la première animation présentée ci-dessous). Elles furent fabriquées à base d'une résine de phénol appelée "AQ60" renforcée par de la fibre de verre et collées sur le bouclier en plastique renforcé de carbone (CFRP) avec un adhésif CAF/730. Du Prosial, une matière faite de billes de verre creuses en suspension dans un élastomère de silicium, fut également projeté sur la face arrière de la structure frontale en aluminium. Ainsi protégée, Huygens était capable de supporter un flux thermique jusqu'à 1.4 MW/m2. Le boucler arrière (supérieur) de la sonde subissant moins les effets de la friction et ne jouant pas un grand rôle aérothermodynamique, les ingénieurs lui donnèrent simplement une forme conique formée autour d'une structure rigide en aluminium qui fut protégée par de multiples couches de matériau isolant dont 5 kg de Prosial. Dès l'instant où la sonde pénétra dans l'atmosphère, elle disposait entre 4 et 7 heures d'autonomie. Graduellement, le bouclier thermique subit les effets de la friction atmosphérique et rougeoya jusqu'à l'incandescence, perdant progressivement ses tuiles protectrices. Tout se déroula de manière nominale, conformément au planning.
Entre 350 et 220 km d'altitude, Huygens subit la plus forte décélération passant de 6 km/s à Mach 1.5 (497 m/s ou 1791 km/h) en moins de deux minutes. En réalité cette valeur est donnée par référence à la Terre. Or, nous sommes sur Titan où la vitesse du son par -200°C est 3 m/s plus élevée que sur Terre à la même température (174 m/s au lieu de 171 m/s). 497 m/s correspondent alors à Mach 2.8. Utilisez cette calculette pour en savoir plus. Arrivée à cette vitesse, la sonde ne subit plus la chaleur intense et les turbulences dégagées par la friction atmosphérique. La suite du vol pouvait s'effectuer dans de bien meilleures conditions.
Vers 160 km d'altitude un premier parachute de 3 m de diamètre se déploya pour libérer la partie supérieure de la coiffe protégeant la sonde. Elle se dégagea totalement au bout de 42 secondes, vers 145 km d'altitude. Allégée de 79 kg, Huygens continua alors sa chute à une vitesse de 95 m/s (342 km/h). Le sous-système de contrôle de descente (DCSS) s'est alors enclenché pour stabiliser cette dernière phase de vol, la plus critique et la plus délicate. Vers 125 km d'altitude et 15 minutes après la rentrée atmosphérique, alors de la sonde présentait encore une vitesse de 35 m/s (126 km/h), le parachute principal de 8.30 m de diamètre se déploya afin de freiner la chute de la sonde et permettre la libération du bouclier protecteur frontal quelques dizaines de kilomètres plus bas. Celui-ci se libéra à une vitesse subsonique de Mach 0.6. Trente secondes plus tard, afin de s'assurer que le bouclier soit bien loin et ne contamine pas les instruments, les bras supportant le pyroliseur et le spectromètre furent déployés. Le parachute a ensuite extrait en douceur le module de descente (DM) de sa coiffe avant. 15 minutes plus tard, le grand parachute fut libéré et un plus petit de 3.03 m fabriqué en Nylon avec des fils de Kevlar amortit la chute d'Huygens. Vous trouverez ci-dessous des animations simulant ces événements.
Durant la descente, un micro (ACU) attaché à la paroi extérieure de la sonde Huygens enregistra le bruit du vent et des phénomènes annexes, comme le passage des nuages. Huygens se posa sur la surface de Titan à une vitesse de 4.5 m/s sans subir de dommages. La sonde fonctionna durant 90 minutes par -179.35°C, plus longtemps qu'on l'espérait. En fait, les astronomes étaient déjà satisfaits si Huygens fonctionnait au moins 3 minutes... Ils furent comblés ! Que nous a révélé l'atmosphère ? Sa couleur orange provient des hydrocarbures et des nitriles omniprésents. Le pyroliseur nous en dira plus d'ici quelques mois sur la composition exacte des aérosols. Selon les données du spectromètre de masse, la stratosphère contient un mélange homogène d'azote et de méthane. La température ambiante était de -202.6°C. La concentration du méthane augmenta régulièrement de la troposphère jusqu'à la surface. Huygens découvrit une couche de nuages de méthane épaisse de 18 à 20 km ainsi que des brouillards d'éthane ou de méthane près de la surface. Des échantillons d'aérosols ont été collectés entre 125 et 20 km d'altitude et furent ensuite analysés.
En plus de son système de communication similaire à celui de Cassini, Huygens était équipé de six instruments : - un collecteur d'aérosol et un pyroliseur (ACP) fabriqués par le CNRS pour analyser les propriétés des aérosols - Un radiomètre spectral et imageur (DISR) fabriqué par l'Université d'Arizona pour réaliser les images, mesurer le flux thermique et effectuer des mesures spectrophotométriques - Un instrument Doppler (DWE) fabriqué par l'Université de Bonn pour mesurer les vents locaux - Un spectromètre de masse et un chromatographe en phase gazeuse (GCMS) fabriqué par la NASA/GSFC pour mesurer la composition chimique des gaz et des aérosols ainsi que les isotopes - Un instrument atmosphérique (HASI) fabriqué par l'Université Paris-7 et le CNRS pour mesurer les propriétés électriques et la physique de l'atmosphère - Un laboratoire d'analyse de surface (SSP) fabriqué par l'Open University anglaise pour mesurer la composition et la structure de la surface Au total, si on ajoute les 10 capteurs installés sur la caméra DISR, Huygens disposait de plus de 30 fonctions spécialisées. Transmissions des signaux Du fait que la fenêtre de transmission radio entre la sonde Huygens et Cassini était très étroite, pas plus de 4h30, les premiers paquets d'informations furent immédiatement transmis par un canal micro-onde à 34 GHz. Cassini convertit ces informations en signaux de plus basse fréquence avant de les retransmettre à la Terre grâce à son antenne HGA sous forme de signaux micro-ondes en bande X (8.4 GHz) vers le réseau DSN et en bande S (2.04 GHz) vers le réseau VLBI et le nouveau radiotélescope GBT. On peut se demander pourquoi les astronomes et les ingénieurs ont-ils besoin d'antennes aussi gigantesques (70 m de diamètre pour Goldstone, VLBI, etc.) pour capturer les émissions des sondes spatiales ?
Ainsi que nous l'expliquerons dans l'article consacré aux communications spatiales avec Mars, tout tient à la distance, la fréquence et la puissance auxquelles travaillent les sondes spatiales. Et dans ce cas-ci, nous sommes pratiquement à la limite de la sensibilité de ces grandes oreilles tournées vers l'espace. En effet, à ces fréquences micro-ondes, la puissance des signaux émis ne dépasse pas 10 à 13 W selon la température. Quand on sait que la difficulté d'une communication spatiale avec la Terre augmente proportionnellement avec le carré de la distance, à 8 GHz et malgré l'utilisation d'amplificateurs à faible bruit et d'une antenne de grand diamètre, le signal reçu à 1.2 milliard de kilomètres sur Terre devient 1026 fois plus faible, sans parler du bruit électronique et de la dispersion du signal (rayon de Fresnel > 200 km à mi-distance) qui s'ajoutent à la difficulté. En bref, le signal s'affaiblit d'environ 292 dB (3 dB représente un rapport de puissance de 2) et se mesure en fraction de femtowatts ! Autant dire en caricaturant que dans les hauts-parleurs du DSN, le signal se différencie à peine du bruit de fond. Et la situation est pareille à 2 GHz où les antennes sont moins performantes. C'est la raison pour laquelle la NASA a dû développer un réseau de télécommunications extrêment performant. Sachant que plus l'antenne est grande plus elle est sensible (et plus le gain est important), il n'est donc pas étonnant qu'ils utilisent des antennes paraboliques de 34 et 70 mètres de diamètre !
Selon les essais préliminaires réalisés à l'Institut JIVE (Joint Institute for VLBI in Europe) situé aux Pays-Bas, à la distance de Titan, il aurait été impossible de recevoir directement les signaux de la sonde Huygens compte tenu de ses moyens d'émissions limités. Cela équivaudrait à recevoir à 1.2 milliard de km un signal micro-onde émis avec une puissance de 3.7 W (porteuse) dans une antenne offrant un gain de 3 dBi dans un cône de 120° ! Dans ces conditions, la densité de puissance reçue sur Terre atteint 5x10-25 W/m2, soit plus de 25 ordres de grandeur en dessous de la puissance des signaux reçus par votre poste de radio ou encore un milliard de fois plus faible que le signal de la sonde Cassini reçu par le DSN. Déjà sur Terre, il s'agit de conditions limites tout juste bonnes pour établir des communications locales. Même en intégrant durant 1 seconde dans une bande passante de 1 Hz, le GBT de Green Bank a obtenu un rapport signal/bruit de 5 dB. Même après traitement numérique, aucune donnée ne peut être extraite d'un si faible signal. Sachant que le débit des transmissions était d'environ 10 KB/s, pour une résolution de 1 Hz, il aurait fallut obtenir un rapport signal/bruit d'au moins 40 dB et l'injecter ensuite dans un logiciel de traitement de signal (DSP) pour extraire l'information. La seule méthode consista donc à utiliser un réseau de radiotélescopes (et des corrélateurs pour sommer leurs signaux) pour augmenter la résolution angulaire afin de pouvoir suivre le signal de la sonde et la localiser avec précision à la distance de Saturne.
Conformément aux attentes, grâce à un réseau VLBI de 18 radiotélescopes distribués tout autour du monde, le GBT détecta le signal BPSK (un mode digital dérivé du PSK31) de la sonde Huygens pendant qu'elle descendait dans l'atmosphère de Titan. La résolution spectrale de 312 mHz a permis d'obtenir une représentation tridimensionnelle de la trajectoire d'Huygens avec une précision de 1 km sur site et de mesurer la force et la direction des vents avec une précision d'environ 1 m/s. Mais la fenêtre radio accordée à Cassini était très étroite. Quelques heures plus tard, alors qu'Huygens s'était déjà posée sur le sol et continuait à transmettre ses données, Cassini passa sous l'horizon d'Huygens et la communication fut interrompue définitivement. Huygens continua malgré tout à transmettre jusqu'à ce qu'elle tombe à court d'énergie. Cassini reçut le signal d'Huygens durant 1h 12m. La distance à parcourir jusqu'à la Terre était tellement grande que le réseau DSN ne reçut les signaux que 67 minutes après leur émission. La transmission de Cassini dura 3h 44m comprenant quelque 350 images et représenta 474 MB de données. Pourquoi cette différence de durée ? Simplement parce que les transmissions furent assurées plus rapidement entre Huygens et Cassini. Il en fut de même pour les transmissions entre le JPL et l'ESOC. Les scientifiques eurent ainsi le temps de rassembler suffisamment d'informations pour avoir une idée assez précise de la chimie et de la physique de Titan. Interprétation des résultats Ce n'est pas un paysage couvert de cratères d'impacts, avec quelques crêtes et des collines que les astronomes ont découvert. C'est un endroit actif, vivant, en ce sens qu'il interagit avec l'atmosphère comme le fait la Terre ainsi que Mars dans une moindre mesure. Mais cela se produit dans un environnement complètement différent du nôtre, où il n'y a pas d'eau ni de pluie tombant des nuages pour activer les processus. On assiste ici à des processus cryogéniques faisant intervenir essentiellement des gaz liquides et froids, et ça fonctionne !
Selon le planétologue John Zarnecki, alors chargé par l'ESA des expériences à la surface de Titan et aujourd'hui président de la Royal Astronomical Society (RAS), le spectromètre GCMS d'Huygens indiqua que des éléments présents s'évaporaient encore du sol et produisaient une grande quantité de méthane. Selon les données transmises par le laboratoire d'analyse de surface (SSP), Huygens s'enfonça de 15 cm dans un sol mou ressemblant à du sable compact ou de la terre glaise sous laquelle se trouve une couche d'une consistance relativement uniforme. Le site est situé à quelques kilomètres semble-t-il d'un "rivage" sombre dont on ignore la composition. A priori il s'agirait d'une surface sèche comme en témoigne les ombres portées par les rochers éparpillés sur la surface. Cela n'infirme pas l'hypothèse qu'il puisse s'agir d'un lac gelé. Sur Terre, les photographies prises autour des pôles révèlent des zones sombres bordant des reliefs clairs. Il s'agit de zones où l'eau a récemment été gelée. Un phénomène similaire peut être observé sur Titan. Par des températures inférieures à -183°C, ces zones sombres pourraient représenter des lacs de méthane ou d'éthane gelés. Il est exclu toutefois que Huygens ait atterrit sur une surface liquide. D'après les photographies de la surface, Huygens serait tombée dans un lit asséché, ni mouillé ni même humide situé en bordure des grandes plaines sombres. 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
Au sol, la lumière ambiante est très pâle et son intensité vaut environ 0.1% d'une journée ensoleillée terrestre, soit environ 7 magnitudes plus faibles, autant que l'éclat du Soleil vu de Pluton. Le paysage baigne dans une clarté qui ressemble à celle d'un Soleil couchant terrestre. Toutefois, cette intensité dépend de la longueur d'onde. Dans les bandes d'absorption du méthane par exemple (dans la haute atmosphère) l'intensité est presque nulle. Les photographies montrent des terrains clairs accidentés, des plaines sombres desquelles "émergent" des rochers isolés de plusieurs dizaines de mètres de hauteur. On aperçoit également de petits cratères et des cratelets ainsi que des chenaux qui ont vraisemblablement transporté dans le passé des fluides déversés par les gorges. Selon Martin Tomasko aujourd'hui professeur émérite de l'Université d'Arizona, les zones claires évoquent également des zones qui ont été ou qui sont inondées actuellement. Certaines ressemblent beaucoup à certaines vallées terrestres asséchées. Concernant les roches jonchées sur la surface, selon Tomasko et les scientifiques de l'ESA, certaines roches ressemblent à des blocs de glace et mesurent jusqu'à 15 cm de longueur. Il ne peut pas s'agir de glace de méthane car elle coulerait dans du méthane. Leurs formes arrondies et le paysage suggèrent qu'ils ont été roulés dans un liquide indéterminé, une rivière qui les aurait fragmenté et arrondi leurs angles. Pour le géologue Larry Soderblom de l'USGS, ces blocs sont en tous points similaires à nos galets ! Les blocs situés à l'avant-plan semblent partiellement couverts de glace (neige de méthane, etc) et porte des ombres sur le sol.
Les images les plus étonnantes et qui furent à l'origine de nombreux articles dans les revues scientifiques dont "Nature" et "Icarus" à partir de mars 2005, sont celles révélant ce rivage énigmatique asséché, ainsi que celles montrant des blocs glacés et des galets sur lesquels se penchent actuellement les planétologues avec toute l'excitation qu'on imagine. L'une des grandes questions en suspens est de savoir si ce milieu permet la formation de molécules abiotiques et serait susceptible de réunir les conditions propices à la vie. Pour cela, il faudrait s'assurer que les zones liquides peuvent jouer le rôle de solvant comme l'eau sur Terre et que les substances organiques peuvent s'y former. Les astrobiologistes dont Chris McKay de la NASA étudient actuellement ces questions en simulant en laboratoire les conditions régnant sur Titan. Cette surface gelée qui ressemble à un sol sablonneux ou argileux n'est pas composée de terre ou de silice formés au sol mais vraisemblablement de grains de matière organique formés par le cycle du méthane atmosphérique. En effet, comme nous l'avons expliqué précédemment, sous l'effet du rayonnement UV, les molécules de méthane et d'azote se dissocient en molécules plus petites qui se réassemblent pour former des molécules plus complexes comme des tholines. Actuellement, on ignore la nature réelle de ces molécules qu'on peut juste essayer de simuler en laboratoire avec des électrons pour remplacer les UV. Enfin, on a découvert que Titan présente des saisons. Aux Equinoxes par exemple, lorsque le Soleil est perpendiculaire à l'éqateur comme ce fut le cas en août 2004, les régions tropicale et équatoriale présentèrent leur plus forte activité. De violents orageuses se déclenchent avec des pluies diluviennes comme on peut en observer dans nos déserts et qui transportent les sédiments. Aujourd'hui, la mission Huygens est terminée, la petite sonde ayant épuisé l'énergie de sa pile à combustible. Mais il reste encore des centaines d'autres images et des mégabytes de données instrumentales à analyser et à interpréter.
A voir : NASA
- Mysterious Titan Le lac Ontario sur Titan est liquide (sur le blog, 2009)
C'est ainsi que le 9 juin 2005, Bonnie Burratti de l'équipe scientifique de Cassini analysa les images infrarouges transmises par la sonde et mit en évidence ce qui ressemble à un cryovolcan. Il repose sur une base d'environ 25 km de diamètre. Cette découverte renforce l'idée que Titan ressemble de plus en plus à n'importe quel astre actif et présente des propriétés proches de celles de la Terre. Son épaisse atmosphère notamment semble réapprovisionnée en énergie et en matière par l'activité cyrovolcanique, un phénomène identique à celui qui se produit sur Terre, sur Io (Jupiter), Encélade (Saturne) et Triton (Neptune). La prochaine mission spatiale vers Titan n'est pas encore planifiée mais elle devrait étudier les lacs de méthane et d'éthane ainsi que les molécules prébiotiques qui peuvent former des acides aminés et conduire à la vie. Reste à trouver de l'eau, peut être sous sa surface. L'avenir reste passionnant. Pour plus d'informations Sources officielles Cassini-Huygens mission (NASA) Articles The Depth, Composition, and Sea State of Titan's Mare, Alexander Hayes et al., JPL, 2014. The Huygens mission to Titan: Overview and Status (planning et performances attendues, 2003, PDF de l'ESA/JPL-Caltech). The Planetary Society (images, sons et présentations audio) Anthony Liekens pages (images corrigées par des amateurs) 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 Nanograin Density Outside Saturn’s A ring (PDF), Robert E. Johnson et al., 2004 Cassini's Grand Finale, NASA, YouTube Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL Labo LISA (études atmosphériques, Paris-12) Systema Saturnia, par Christiaan Huygens, 1659 (en néerlandais). Retour aux satellites de Saturne
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