TITAN

Dernière mise à jour: 3/09/2004

Un site du Pr. R. Raynal, Dr de l'université de Toulouse

PARAMETRES ORBITAUX A LA DECOUVERTE DE TITAN DERNIERES NOUVELLES PAR CASSINI-HUYGENS UNE VIELLE TERRE CONGELEE ? TITAN ET LA VIE VOL VERS TITAN (Cassini au jour le jour)

Photo JPL - Titan par Voyager 1... et par Cassini le 4/07/2004

CARACTERISTIQUES PHYSIQUE UNE ATMOSPHERE MYSTERIEUSE Apports des missions Voyager UNE SURFACE ENIGMATIQUE Histoire Carte Hubble Space Telescope (HST) Carte European Southern Observatory (ESO) REFERENCES

Sphère d’incertitudes
océans des possibles
l’esprit s'élance espérant à l’ombre des anneaux
les voies de la raison perçant les voiles opaques
dans l’attente de sombres flots si souvent espérés
d’une marée de glaces sous des cieux étrangers
nous expérons la vie dans les exhalaisons putrides
nous voulons le microbe sous les roches muettes
espérance d'une vie au dela de l’abîme
fraternité d’ancêtres au temps des mondes jeunes
angoisse de solitude au coeur de l’âme humaine
nos instruments vont sonder de leurs yeux métalliques
ces contrèes ignorées ou foisonnent nos doutes
apportant telle une fugitive étoile
quelques lueur irisées de la planète bleue

RR, 2004

Paramètres orbitaux

Caractéristiques physiques

Titan comparé aux planètes telluriques (première ligne) et à des satellites (la Lune, Io, Europe, Ganyméde et Callisto) représentés à la même échelle. Photomontage JPL Distance moyenne de Saturne (demi grand axe de l'orbite) : 1221850  km Révolution autour de Saturne en 15 jours 22 h 41 mn (sens direct) . Présenterait la même face à Saturne pendant toute sa révolution (comme le Lune pour la Terre) , donc un "jour" sur Titan dure 15 j 22h 41 mn (confirmé par Lemmon & al., université de l'Arizona). Inclinaison orbitale par rapport à l'équateur de Saturne: 0,33° (Saturne elle même est inclinée de 2° 30' sur l'ecliptique) Excentricité : 0.03 Vitesse orbitale moyenne: 5,6 km/s Tourne autour du Soleil en 29 ans et 167 j. Distance moyenne au Soleil : 9,55 UA soit 1430 millions de km.

Diamètre : 5150 Km soit 1/24 du diamètre de Saturne. Plus gros satellite de saturne, n°2 du systéme solaire, derrière Ganymède, satellite de Jupiter. Titan est donc plus gros que la planète Mercure (4847 km). Superficie: 83 millions de km2, (2 fois l'Asie). Masse: 1,35 x 10(26) g soit 2 masses lunaires Densité : 1,8 Atmosphère : oui (N2 et quelques % CH4). Pression atmosphérique : 1,6 Bar Température moyenne près de la surface: - 180 °C vitesse de libération: 2,65 km/s Gravité au sol: 14 % de la gravité terrestre. Albedo : 0,21 Flux énergétique solaire à la surface: (Terre 1400 W/m2): 1 à 2 W/m2 Absence de champ magnétique détecté à ce jour.

Un peu d'histoire.

Titan a été découvert en 1655 par l'astronome et opticien néerlandais Christiaan Huygens, brillant physicien qui a laissé son nom à un type d'oculaire. De magnitude 8,3, Titan est visible dans les plus modestes instruments d'astronomie comme une étoile jaunâtre brillante près de Saturne.

Toutefois, Galilée ne le découvrit pas lorsque, en 1610, il observa cette planète: la qualité de l'objectif de sa lunette, grossissant 30 fois à peine, était si médiocre qu'il ne pu même pas obtenir une image claire des anneaux de Saturne, dont il prit l'image déformée pour celle de deux satellites (dessin ci contre: Saturne par Galilée).
Ce fut donc 45 ans plus tard que Huygens découvrit non seulement Titan, mais aussi les anneaux: " la planète est entourée d'un anneau mince et plat, ne touchant nulle part la planète, et incliné par rapport à l'écliptique ". Il publia ses découvertes, dont la première détermination de la période de révolution de Titan, dans un ouvrage paru en 1659, systema Saturnum.

Par la suite, les astronomes eurent surtout à coeur l'étude du remarquable et énigmatique systéme des anneaux (ci contre: premier dessin représentant les anneaux) et les satellites passèrent au second plan: périodiquement, lorsque les anneaux devenaient peu visible, de nouveaux satellites de Saturne étaient découverts. Il en fut ainsi pour Japet et Rhea mais aussi pour la plupart des nombreux satellites du "seigneur des anneaux" (cf tableau).

C'est W. Herschel qui donna leur nom définitif aux 7 satellites de Saturne connus à son époque, et Titan fut ainsi baptisé parce qu'il était le plus brillant des "enfants de Saturne".

Année	Découvreur(s)
1671 - 1672	Giovanni Cassini
1684	Giovanni Cassini
1789	William Herschel
1848	William et Geoges Bond, William Lassell
1898	William Pickering
1921	Comrie et Levin observent pour la première fois l'éclipse de Rhea par Titan.
1966	Audouin Dollfus
1980 voyager 1	S. Larson, J. Fountain et R. Walker J. Lecacheux et P. Laques B. Smith, S. Larson, J. Fountain, H. Reitsema K. Seidelmann, D. Pascu, W. Baum, D. Currie R. Terrile S.A. Collins
1990 voyager 2	M. Showalter
2000	11 nouveaux Satellites ont été détectés, principalement par l'équipe de B. Gladman. Il s'agit de cailloux de quelques km de diamètre.
2004	La sonde Cassini découvre 2 nouveaux petits satellites

Une représentation à l'échelle des enfants de Saturne! De gauche à droite: Pan, Atlas, Prométhée et Pandore, Janus et Epiméthée, Mimas, Encélade, Telesto, Calypso et Tethys, Dioné (Helène est invisible à l'échelle), Rhea, Titan himself puis Hypérion, Japet et Phoebe. Infographie JPL

Une atmosphère mystérieuse.

L'astronome Catalan JC Solà a été le premier à suspecter l'existence d'une asmosphère épaisse sur Titan (Solà, 1905) en se basant sur les différences d'intensité lumineuse entre le centre brillant et les bords plus sombre du satellite. Il fit l'hypothèse que la lumière réfléchie au bord du satellite était affaiblie par une épaisseur d'atmosphère supérieure à celle franchie par la lumière renvoyée par le centre du disque.

C'est à la suite de cette observation que Sir James Jeans montrera que, la gravité de Titan étant insuffisante pour retenir une épaisse atmosphère, la présence de cette dernière devait impliquer une très faible agitation thermique, donc une basse température (ainsi que, comme nous le verrons, une dynamique de renouvellement des gaz). Sir Jeans donna ainsi une limite à la température de l'atmosphère Titanienne, qu'il calcula comprise entre - 213 et - 173 °C. Il montra également que, dans cette plage de température, les éléments de poids atomique inférieur à 16 ne pouvait perdurer dans l'atmosphère de Titan, car sa gravité n'empêchait pas leur évasion dans l'espace.

La première preuve indiscutable de l'existence d'une atmosphère sur Titan fut l'obtention de la signature spectrale du méthane en 1944 par Gerard Kuiper. Jusqu'aux missions voyager, les connaissances ne progressèrent quasiment pas, de nombreuses interrogations se faisant jour sur la densité, la température et la composition précise de ce manteau gazeux aussi froid que singulier.

La première sonde spatiale a atteindre Titan a été Pioneer 11 le 3 septembre 1979. Une des premières photos prises, malgré sa qualité médiocre, permit de constater que la luminosité du satellite n'était pas égale: un des hémisphère semblait plus brillant que l'autre (Photo de Titan le 3/09/1979, à 3,6 millions de km. JPL - NASA)

A la fin des années 70 (Voyager 1 atteint le systéme saturnien en novembre 80), plusieurs modèles se proposaient de décrire l'atmosphère Titanienne:

• J. Caldwell et R. Danielson proposaient une atmosphère ténue (0,02 bar de pression au sol) composée à 90 % de méthane pour une température au sol de - 190 °C.
• D. Hunten, en se basant sur des réflexions radar, proposait une épaisse atmosphère (20 bar de pression au sol) composée à 90 % d'azote et d'hydrogène moléculaire, donnant une température au sol de -70°C . Ce modèle permettait que se déroulent de nombreuses réactions chimiques comparables à celles ayant eu lieu dans l'atmosphère primitive de la Terre.
• T. Owen et WJ Jaffe, à l'aide d'observations menées à l'aide des radiotelescope du VLA, penchaient en faveur d'une atmosphère contenant une quantité de N2 maximum correspondant à 2 bar, pour une température de - 186 °C.

Les instruments des sondes voyager (et en particulier les spectromètres IR) allaient infirmer, dans le détail, chacun des modèles présentés, mais c'est celui de Hunten qui, de loin, s'approchait le plus de la vérité.

L'apport décisif des missions voyager, et après.

Bien que l'aspect de Titan dans le visible soit décevant (une boule orangée), les spectromètres IR et UV de la sonde permirent d'analyser la composition de la haute atmosphère: entre 82 et 94 % d'azote, puis environ 8% de méthane ainsi que de de l'argon (Khare & al., 2001).

Le 3 Juillet 1989, Titan a occulté l'étoile 28 Sgr, ce qui a permis d'obtenir de nouvelles données sur son atmosphère et de confirmer l'existence de changements saisonniers de son aspect et, peut être, de sa composition (on peut noter que le 24 aout 2004, Titan occultera une autre étoile, HIP 37084, ce qui sera visible de puis le N de l'amérique du S - éphéméride complet).

André Brack, responsable du seul (!) laboratoire d'exobiologie français, à Orléans, déclare que c'est " une atmosphère " à la Miller" dont rêvent les chimistes du prébiotique."

Ci dessus: à 22000 km de distance, voyager 1 a réalisé cette vue de profil de l'atmosphère de Titan montrant une brume d'altitude (bleue) surmontant de 500 km des nuages opaques orangés. - photo JPL - Cette brume reflète la lumière solaire et est à l'origine d'un refroidissement supplémentaire de la surface  de 7°C environ (Kasting, 2004).

Ci dessus : vue à contre jour par voyager 1, l'atmosphère de Titan apparaît nettement. Photo JPL/NASA

Néammoins, les gaz détectés ne sauraient expliquer l'aspect brumeux et opaque de l'atmosphère. Celle ci est obscurcie par des molécules bien plus complexes. On peut supposer que ces molécules qui se forment dans la haute atmosphère (200 km d'altitude, - 100 °C) grace à l'énergie des divers rayonnements solaires et à l'influence de la magnétosphère de Saturne, sédimentent ensuite sur le "sol" de Titan pour former des couches d'une centaine de m d'épaisseur. Auparavant, elles forment dans l'atmosphère un aérosol de particules de 0,3 mm qui contribue à masquer la surface de Titan. Il y a assez peu d'équipes qui travaillent sur l'environnement de Titan. Les nom des chercheurs ayant travaillé avec le célèbre et regretté Carl Sagan, de l'université Cornell, reviennent souvent dans les publications. Nul doute que les futurs résultats permettront de motiver et former une nouvelle génération de chercheurs. Depuis 1986, la haute atmosphère de Titan (CH4 sous quelques dixièmes de bar) a été reconstituée plusieurs fois en laboratoire: dans les divers modes opératoires, un mélange de 9 parties de diazote pour une de méthane est bombardé de particules chargées représentant les protons et électrons pris au piége dans la magnétosphère de Saturne (Khare & al., 2001). Les protocoles expérimentaux peuvent également prendre en compte d'autres sources d'énergie, comme les rayonnements UV solaires où les éclairs.

Dans toutes ces reconstitution, les équipes de recherche ont obtenu un mélange de molécules organiques d'une couleur évoluant du jaune - orangé vers le noir. Ce mélange a été nommé tholine (d'après le terme grec tholos, boueux), et il présente des caractéristiques spectrales correspondant à celles de la brume obscurcissant l'atmosphère Titanienne (Khare, Sagan & al., 1986). "La " tholine résulte de l'évolution de nombreux nitriles et hydrocarbures différents (Pietrogrand & al. 2001). Son hydrolyse acide conduit à la synthèse d'un maximum de 6 % d'acides aminés, d'hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH) ainsi que d'acides nucléiques. En fait, la tholine contient plus d'une centaine de molécules différentes, parmi lesquelles:

nitriles et amines pyrroles et pyrazines pyridines et pyrimidines adenine Les acides aminés susceptibles de se former à partir de ce solide mis en présence d'eau en milieu acide sont au moins au nombre de 16, parmis lequels glycine, acide aspartique, alpha et beta alanine parmi les plus abondants. Les PAH représenteraient 10 % des nuages de l'atmosphère (Sagan & al., 1993). Ils comportent entre 2 et 4 cycles (chrysene par exemple, particulièrement abondante dans le milieu interstellaire). Ces molécules représenteraient  0,01 % de l'atmosphère (en masse). Des composés chimiques similaires ont également été détectés sur un des hémisphère de Japet, autre satellite de Saturne. Une des particularité de l'atmosphère de Titan est liée à cette production d'hydrocarbures variés dans l'atmosphère du satellite: la formation et la condensation d'alcanes simples (méthane, éthane) est une des possibilités envisagée par les spécialistes. Des pluies d'hydrocarbures se produiraient sur Titan, ce qui ferait de lui le seul corps du systéme solaire, avec la Terre, à posséder à sa surface un élément à l'état liquide en grande quantité. En effet, la température de surface de Titan a été estimée à - 180 °C, ce qui permet le maintient des hydrocarbures à l'état liquide, et se rapproche même de la température de liquéfaction de l'azote (- 196 °C à 1 bar)

profil de l'atmosphère de Titan

Cependant, nous verrons qu'il existe quelques possibilités pour que ce "congélateur" ne soit pas aussi performant, et qu'une chimie prébiotique plus complexe que prévue ai pu se développer à la surface du satellite avant de se réfugier à l'intérieur de celui-ci.. On peut supposer valablement que l'atmosphère de Titan soit le cadre d'une dynamique comparable à celle observée sur Terre, avec des cellules de convection. Toutefois, il ne faut pas oublier que, vu la faible gravité de l'astre, l'extension de l'atmosphère (son épaisseur) est dix fois supérieure à celle de la Terre: alors qu'à 400 km d'altitude au dessus de la Terre nous sommes dans l'espace, une altitude similaire autour de Titan nous situe encore dans son atmosphère... Titan est le lieu d'un effet de serre causé par H2, N2 et CH4, ces 2 derniers présents en abondance (Scatterwood & al., 1987). La présence de ce dernier gaz est énigmatique, car il ne peut se maintenir dans l'atmosphère. En effet, les photons UV décomposent le méthane en un radical méthyl CH3 et un atome d'H. Le méthyl contribuera à la synthèse des molécules de la tholine (tout une variété de molécules organiques formant un brouillard qui sédimente ensuite vers le sol - cf schéma) tandis que l'hydrogène s'évade dans l'espace, et forme autour de Saturne un tore d'hydrogène neutre centré sur l'orbite de Titan et s'étendant jusqu'à l'orbite de Rhéa (Cassini confirme le 04/07 l'existence de ce nuage d'hydrogène neutre - animation ici). La présence d'un disque de plasma comportant des ions H et O s'étendant entre l'orbite de Titan et celle de Téthys suggère peut être l'émission, actuelle ou passée, d'autres molécules ou espéces chimiques par l'atmosphère de Titan. Ci contre: profils de température de l'atmosphère de Titan Les trois courbes sont issues d'observations d'occultations stellaires par l'équipe de Welle (1997) qui a mis au point un modèle donnant des limites aux variations possibles de température (en bleu: maximum; en violet: minimum et en vert une valeur moyenne, qui n'est cependant pas plus probable que n'importe lesquelles situées entre les deux extremum du modèle. A noter que tous les modèles convergent vers une température au sol voisine de - 173 °C!

L'absence de champ magnétique, qui place directement l'atmosphère "sous les feux du soleil" contribue à entretenir ces synthèses, bien que l'extension fluctuante de la magnétosphère de Saturne exerce également un effet à ce niveau. En effet, Titan est, au cours de son orbite, parfois noyé dans la magnétosphère de Saturne et parfois directement exposé au vent solaire. Bien que Titan se meuve dans le même sens que la magnétosphère, la rotation de celle ci est bien plus rapide que celle de Titan, ce qui génére une onde de choc, Titan modifiant localement la structure de la magnétosphère de Saturne (cf schéma ci contre, extrait de NASA-passage to a ringed world).

Cette continuelle destruction du méthane implique que le % de ce gaz doit varier fortement, modifiant par conséquent le climat global de Titan de façon cyclique (et posant le problème de l'origine du méthane). En effet, l'atmosphère de Titan devrait être totalement détruite par photolyse en 50 millions d'années "seulement" (Lunine & al.). Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer sa régénération permanente:

• évaporation à partie de grandes étendues liquides à la surface
  
• infiltration à partir de la croute, d'origine purement minérale (Kossacki & al., 1996)
• cryovolcanisme
• activité biologique de micro-organismes profonds (Fortes, 1999;  Simakov, 1999)
  

Les analyses de la fraction solide de la tholine, qui précipite à la surface (Sarker & al., 2003)  montrent que les molécules formées contiennent une part appréciable d'azote, ce qui veut dire que l'atmosphère de Titan perd également ce gaz...

Une surface enigmatique

La densité de Titan indique qu'il contient, comme les autres satellites de Saturne, de la glace d'eau en quantité, dont une partie est exposée à la surface du satellite (Griffith & al., 2003), ce qui signale une érosion des dépôts atmosphériques où la marque d'impacts récents. L'intérieur du satellite doit aussi être composé de CH4 et NH3 à l'état solide, ainsi que de silicates. Certains modèles décrivent Titan comme un corps non différencié, mais sa taille plaide en faveur d'une structure concentrique comportant un noyau de silicates surmonté de couches comportant une fraction appréciable de glaces (H2O, NH3 et CH4) mélangés à de la roche. A la surface  se trouvent aussi les dépôts de tholine, composée principalement de molécules de formule CxHyNz (Sarker & al., 2003), dont  C11H15N6, par exemple. Ces molécules ont une taille pouvant avoisiner les 800 Dalton (une unité de "masse" des molécules, à titre d'exemple CH3 "pèse" 15 Dalton) et comportant de nombreuses molécules d'azotes insaturées, donc potentiellement très réactives si elles sont mises au contact de l'eau.

Image HST/JPL/NASA Smith a réalisé une animation montrant une rotation de Titan (nécessite quicktime)

La première carte de la surface de Titan, obtenue par l’équipe de P.H. Smith (HST team - cf références) à partir de 14 séances d’observations au moyen de la camera planétaire à grand champ (instrument WFPC2) du telescope spatial Hubble. Smith & al. ont observé Titan entre le 4 et le 18 Octobre 2001 dans le proche infrarouge: à des longueurs d’ondes comprises entre 0,85 et 1,05 µm, l’atmosphère de Titan est transparente et permet d’apercevoir le sol. Les plus petits détails visibles ici ont une taille de 600 km environ. Les couleurs obtenues ne résultent que d’un traitement qui classe les différentes parties de l’astre selon leur réflectivité IR. Aussi, il n’est pas possible de savoir à quoi correspondent physiquement les régions sombres ou brillantes, mais il est évident que la surface du satellite n’est pas entièrement, comme certains le pensait, recouverte d’océans!  Les observations ultérieures du HST team conduisent à penser que les structures les plus brillantes seraient des grands cratères d’impact ayant dénudé un sol de glaces et de roches mêlées. Les pôles n’ont pu être cartographiés à cause de l’inclinaison de la surface du satellite à ce niveau ainsi que de l’épaisseur plus grande de d’atmosphère à traverser.

Les seules cartes  disponibles étaient celles des travaux de l'équipe de Peter H Schmith (2001). En Avril 2004, l'ESO a publié les résultats remarquables obtenus grâce aux techniques d'optique adaptative adaptées sur le VLT.

Carte des régions centrales de Titan (entre 40 ° de latitude S et 50 ° N - Contrairement à la majorité des cartes astro, l'Est est à droite). Cette carte a été obtenue par des observations à 0,94 µm de longueur d’onde, dans la “fenêtre” du méthane, par le HST Team. Pour la réaliser, sept images espacées de 7 heures ont servit à localiser les nuages de l’atmosphère et à suivre leur dynamique. 7 autres images, espacées de 32 h, ont permis de couvrir l’essentiel de la surface. L’image de fond des nuages obtenue précédemment a été soustraite de celle obtenue dans la deuxième campagne d’observation. Les images obtenues ont été compilées, contrastées, ajustées entre elles et lissées. Les structures n’ont été conservées que si elles été visibles sur plusieurs images. Malgré ces précautions, l’équipe de recherche admet que certaines des structures brillantes cartographiées peuvent être des nuages, et que les faibles différences de contraste ne sont guère significatives. En effet, le contraste original des images n’était que de 4% en moyenne. Image HST/JPL/NASA

Le sol de Titan semble se partager entre des "continents" de glace d'eau ou de CO2, et des océans de méthane et d'éthane enrichis de composés organique formant une "soupe carbonée" contenant tous les éléments nécéssaires à l'apparition de la vie, mais à trop basse température. Les régions les plus sombres sur les images du HST correspondraient aux "mers" de Titan. Il est également possible que la surface soit très poreuse, marquée de cratères, et que les fluides y soient enfouis ou forment des lacs emplissant les cratères d'impact les plus marqués. En analysant les occultations des signaux de la sonde voyager, (Mc Kay & al, 1997), il semble que la teneur en méthane liquide à la surface de Titan puisse être comprise, selon les hypothèses retenues pour la composition de la troposphère, entre 8 et 85 %; avec un maximum de probabilité pour 60 %. Toutefois, le recoupement de ces données avec celles obtenues depuis la Terre laisse penser que les étendues liquides à la surface de Titan doivent être inférieures à cet optimum (peut être du fait de la localisation interne de certaines nappes d'hydrocarbures).

Les images ont été réalisées grace au telescope Yepun du VLT (8,2 m de diamètre). Le SDI permet d’obtenir des images précises en traitant simultanément 3 longueurs d’onde différentes (il est destiné à la recherche d’exoplanètes). Les observations ont été réalisées en même temps : - dans 2 longueurs d’onde IR pour lesquelles l’atmosphere de Titan est transparente. - dans une longueur d’onde correspondant à l’atmosphère. En comparant cette technique à celle utilisée 3 ans avant par Smith & al., il est aisé de comprendre que l’”effacement” de l’atmosphere des images est ici bien plus précis, les mesures ayant été simultanées, et non pas séparées dans le temps. La carte des réflectivité obtenue est donc quasiment exempte d’artefact d’origine atmosphérique.

Un nouvel instrument d’observation, le SDI (Simultaneous Differential Imager) adapté sur le NACO (systéme d’optique adaptative corrigeant en temps réel la turbulence causée par l’atmosphère terrestre) à permis a une équipe de l’ESO (ESO team - cf réferences) d’obtenir ces images de Titan, les plus précises jamais réalisées (et qui démontrent une fois de plus le potentiel des télescopes “au sol”).

La vitesse des vents laisse penser que ces "mers" seraient agitées de fortes tempêtes, et soumises à des marées causées par Saturne (Sagan & al., 1995). D. Campbell, de L'université Cornell, considère que la polarisation des 2% d'ondes radio reflétées par la surface de Titan indique que les vagues qui agitent les étendues liquides de Titan sont comparables, où moins développées, que celles des océans terrestres.  Des chercheurs collaborant avec l'équipe de conception de la sonde Huygens ont toutefois considéré comme possible l'existence de vagues sept fois plus importantes (Genge, 2004) que celles de nos océans...

 Dans les régions polaires, il n'est pas exclu de découvrir des lacs d'azote liquide, la température d'ébulition de ce dernier n'étant que de très peu inférieure, à 1,5 bar, au - 180 °C moyens du sol. Les dernières vues de Cassini laissent en effet apparaitre une "calotte polaire" blanche... Les vents violents doivent également avoir provoquer une érosion éolienne intense propre à adoucir les reliefs les plus tourmentés.

Expérimentalement, il est apparu que les produits organiques formés dans la haute atmosphète titanienne ne sont pas , pour la plupart, solubles dans les océans d'hydrocarbures (McDonald & al., 1994) : ils doivent donc former des dépots concentrés dans les deltas de éventuels "fleuves" d'hydrocarbures qui peuvent parcourir ce satellite.

L'épaisseur des dépots "sédimentaires" de Titan serait comprise entre 4 et 30 m (Thompson & al., 1994). La surface de Titan, probablement embrumée, est plongé dans une pénombre permanente: 1/1000 éme de la quantité de lumière frappant la surface de la Terre constitue le plein midi sur Titan (ce qui représente 300 fois, tout de même, la lueur d'une pleine Lune sur notre planète...).

En combinant les résultats de l'ESO et de l'HST, on en vient à remarquer que l'hémisphère Sud de Titan posséde plusieurs "continents" (2 sont de grande taille, ) alors que l'Hémisphère Nord est de nature plus "océanique".

Une histoire agitée Titan s'est formé par accrétion dans un milieu éloigné du soleil, riche en substances volatiles telles que H2O, NH3 et CH4. Le méthane s'est essentiellement incorporé à l'intérieur du satellité sous forme de clathrates (Lunine & al., 1987). Après l'accrétion, Titan était un monde chaud (250°C - Lunine, 1985) nanti d'une très épaisse atmosphère de N2, H2O et CH4, endogène ou formée par bombardement cométaire, et soumis à de fréquents apports météoritiques qui en ont dispersé une grande partie. Ces chocs ont réchauffé l'intérieur du satellite, facilitant la différenciation interne et la libération des gaz des roches qui ont pu contribuer ainsi à la formation d'une atmosphère secondaire. A la surface du satellite, et durant 100 millions d'années, un océan d'eau enrichi en ammoniac a pu exister, à une température voisine de 30 °C,  dans un milieu riche en sources d'énergies. Toutefois, le refroidissement progressif était inévitable et 70 millions d'années plus tard une couche de glace de 30 klm d'épaisseur recouvrait l'océan primordial, qui serait resté liquide en profondeur.

Intérieur de Titan de sa formation à aujourd'hui (d'après Fortes, 1999)

La surface de Titan, compte tenu de sa taille et de sa région de formation, pourrait ressembler à celle de Ganymède, le plus grand des satellites de Jupiter (et du système solaire, d'ailleurs!).

La surface de Ganymède donne t'elle un aperçu de celle de Titan, sans son atmosphère ?
Image Galileo Project, DLR, JPL, NASA

Une (vieille) Terre congelée ?

Il est de coutume de présenter Titan comme étant un témoin inaltéré des conditions régnant à la surface de la Terre à l'époque de l'apparition de la vie (Taylor F, 2000) mais c'est oublier que même sur ce satellite glacé une évolution moléculaire a pu se produire: il serait étonnant que les conditions physiques régant à la surface de Titan soient restées les mêmes depuis la formation de ce satellite !

Ainsi, l'énergie libérée par les impacts météoritique a du liquéfier transitoirement une grande proportion de la surface du satellite (Sagan et Thompson ont calculé en 1987 que chaque point de la surface de Titan à  eu 50 % de chance d'avoir été plongé transitoirement dans de l'eau liquide à la suite d'un impact météoritique). De l'eau pourrait être présente sur Titan (elle est fréquente à cette distance du soleil) sous forme solide, à l'état de clathrates (cages moléculaires constituant un moyen de dissoudre un gaz dans un solide - Thomson al., 1987) liées à du méthane (ci contre: clathrate animé). La tholine, au contact de l'eau, s'enrichit en d'acides aminés, hydrocarbures polycycliques et  bases nucléotidiques (dont l'adénine, qui peut également se former dans l'atmosphère). On peut noter que les composés organiques susceptibles de se former sur Titan ne conservent pas leur couleur jaunatre mais noicissent vite: la couleur présente de Titan impliquerait alors que la matière organique y soit soumise à un recyclage dont, pour le moment, nous ignorons à peu près tout.

Les sources d'énergie disponibles pour réaliser les synthèses organiques sont:

•  les protons du rayonnement solaire, qui provoquent des réactions conduisant principalement à des hydrocarbures saturés.
• les UV solaires, qui présentent la particularité de ne pas conduire à la formation de molécules azotées, contraitrement aux autres sources d'énergies (Koike & al. 2003)
• les rayons gamma
• les electrons magnétosphériques, particulièrement ceux d'énergie supérieure à 20 Kev, apportant une quantité d'énergie dans l'atmosphère de 0,01 erg/cm2/s, ce qui correspond à la synthèse à chaque minute de 6 mg de tholine par km2 de surface atmosphèrique !
• les éclairs, qui conduisent principalement à la synthèse d'hydrocarbures insaturés.

Et si Titan en avait...

Est il possible de poser sérieusement la question de l'existence d'une vie sur Titan ? Bien que notre ignorance concernant la surface (et l'intérieur!) du satellité puisse laisser la porte ouverte à toutes les élucubrations, il n'est pas interdit de réfléchir à ce que pourrait être une vie possible sur (ou plutot, nous l'allons voir, dans) Titan.

Il semble que la surface de Titan, malgré sa probable collection de molécules organiques, ne soit pas favorable à la vie. Pourtant, même en négligeant la possibilité que des formes de vie radicalement différentes de la notre (qui ne seraient donc pas, par exemple, basées sur l'eau liquide mais sur le méthane) s'y soient développées, il reste une possibilité pour qu'une activité bactérienne subsiste sur ce Satellite.

On peut fort bien imaginer, nous l'avons vu, que dans son histoire Titan a été plus chaud et qu'une vie primitive a pu y apparaitre. Elle pourrait se maintenir dans l'épaisseur du satellite, dans les roches qui le composent. Peut être cette vie bactérienne a t'elle disparue, peut être est elle parvenue à s'adapter en survivant dans des zones chaudes, dans l'épaisseur de la croute de Titan, réchauffée par les forces de marrées exercées à la fois par le soleil et surtout par Saturne. Un indice de leur présence serait la production continue et mystérieuse de méthane dans l'atmosphère. Cette production est peut être due à l'évaporation continue des océans d'hydrocarbures, mais alors qu'est ce que régénère ces océans? La question reste ouverte, d'autant plus que ces étendues ne semblent pas suffisantes pour expliquer le nécéssaire renouvellement atmosphèrique (Coustenis & al. 1995).

Ces archaebacteries reduisent CO ou CO2 en méthane. Leur donneurs d'électrons sont l'hydrogène où des molécules organiques simples comme des alcools. Le calcul montre (Fortes, 1999) que le taux de production microbien de méthane est suffisant pour expliquer la production constatée dans l'atmosphère de Titan, pour peu qu'un mécanisme de transport efficace (volcanisme?) lui permette de regagner la surface...

L'existence d'une vie pourrait être détectée en se basant sur l'homochiralité (orientation préférentielle dans l'espace des molécules carbonées) qui caractérise sur terre les molécules produites par (ou entrant dans la composition) des êtres vivants. Bien que des processus abiotiques (mais prébiotiques) puissent générer cette homochiralité, leur détection serait une indication majeure selon laquelle Titan est bien engagé, jusqu'à un point inconnu, dans le chemin qui méne à la vie.

Pour les instruments d'amateur, observer Titan revient à observer Saturne! Le satellite y est visible comme une étoile brillante, son disque n'apparaissant que dans des instruments de gros diamètre (de 0,5 à 1 m), encore rares chez les amateurs . Il apparait alors comme la planète Vénus dans les petits instruments: un minuscule disque jaunâtre.
Il est possible d'observer les éclipses mutuelles des satellites, leurs occultations d'étoiles ainsi que leurs passages devant le globe de Saturne.

Ephémérides

• Astrosurf
• Spécial Titan
• Le plus complet: le Bureau des longitudes

Le programme le plus ambitieux d'étude de Saturne en cours est représenté par la mission Cassini-Huygens. De nombreux sites sont consacrés à cette mission:

Le site ci dessus donne aussi accés à des videos et animations, et permet de tékécharger la remarquable "encyclopédie Cassini" ("passage to a ringed world"), un document pdf (en anglais) de 168 pages décrivant la mission et la planète. Pour les enseignants, une présentation en powerpoint est également disponible. Je l'ai traduite dans notre langue et la tient à votre disposition sur demande. Ci contre: une "vue d'artiste" de la séparation entre Cassini et Huygens. Illustration JPL/ Dave Seal. Voyage dans le système solaire - excellent site perso avec une section Cassini-Huygens Site perso de "Gibouin", sur le systéme solaire Site du HST-Team CONFERENCE INTERNATIONALE SUR TITAN 13/17 AVRIL 2004 A L'OCCASION DU 375 EME ANNIVERSAIRE DE LA NAISSANCE DE C. HUYGENS (in english)

La sonde est considérée comme devant résister à l'impact et fonctionner quelques dizaines de mn au sol. Afin de ne pas être déçu, il convient d'être réaliste: tout comme pour beagle sur Mars, la descente n'étant freinée que  par parachute et aucun systéme de retrofusée ou d'airbag n'étant monté sur la sonde, les probabilité de survie au crash sont infimes. Seul espoir: que huygens tombe dans un "océan" d'hydrocarbure sur lequel, en principe, elle pourrait flotter... et qui amortirait le crash !

Objectifs de la mission

Equipement de la sonde

1 - Déterminer la composition de Titan et de son atmosphère ainsi que les meilleurs scenarios décrivant l'origine et l'évolution du satellite. 2 - Obtenir des chiffres précis donnant la composition de l'atmosphère. 3 - Etudier la structure verticale et horizontale de l'atmosphère, y rechercher les molécules complexes ainsi que les sources d'énergies alimentant la chimie de l'atmosphère. Etudier les effets de la lumière solaire sur la haute atmosphère ainsi que la formation et la composition des aérosols formés. 4 - Mesurer la vitesse des vents et les températures et étudier les modifications saisonnières des courants atmosphèriques. 5 - Déterminer l'état physique, la topographie et la composition de la surface de Titan. Obtenir ainsi quelques informations sur sa structure interne. 6 - Eclaicir les interactions entre la magnétosphère de Saturne et la haute atmosphère de Titan. 7 - Etablir l'existence d'étendues liquides à la surface, et étudier les grandes structures repérées depuis la Terre et suspectées être des "continents". Vue d'artiste de la surface. L'érosion réelle est sans doute bien plus importante. JPL/

un collecteur d'aérosols (pour analyse de l'atmosphère et des particules qui l'obscurcisse) un pyroliseur (qui "brule" les molécules organiques afin de permettre l'analyse des fragments obtenus) une caméra de descente (ouf ! nos brillants ingénieurs auraient pu oublier ce "détail", fondamental pour l'intérêt du public, qui paie la mission, comme ils ont oublié un imageur "au sol"!) un radiomètre spectral (analyse des échantillons du collecteur d'aérosol) un instrument de mesure de la vitesse du vent par effet Doppler un chromatographe en phase gazeuse (analyse fine des gaz de l'atmosphère) un spectromètre de masse (analyse des un instrument consacré à l'étude de la structure nuageuse un ensemble d'instruments effectuant des mesures à la surface, si la sonde survit à l'impact !

IIlustrations JPL

Les deux "vues d'artiste" ci dessus sont censées illustrer le contact final entre Huygens et Titan. Comme un oeil circonspect peut le remarquer, les deux artistes n'ont pas les mêmes conceptions quant à la grandeur apparente de Saturne dans le ciel de Titan (à moins qu'ils n'aient mal interprété l'excentricité de son orbite!). La présence allégorique d'une sonde Cassini énorme dans le deuxième dessin nous signale que nous sommes en pleine poésie (il en faut!). Soyons sur que Huygens nous révèlera, quoiqu'il arrive, un monde insoupçonné.

VOL VERS TITAN A partir du 15/05/2004, retrouvez ici chaque samedi les aventures de Cassini à l'approche de Saturne! Ici, une vue du seigneur des anneaux prise  début Avril. Remarquez les ceintures nuageuses de la planète, visibles avec un peu d'entrainement à l'aide d'un télescope de 200 mm seulement. 26/05/2004: Cassini prend des vues rapprochées révélant l'atmosphère turbulente, surtout dans les régions équatoriales, de Saturne. Prochain passage près de Titan:  octobre 2004 (la sonde passera 30 fois plus près de Titan que lors de son approche du 2 Juillet) Photos JPL

Premières vues de Titan réalisées par Cassini début mai 2004. L'intéret en est assez limité à cette distance de Saturne, mais la carte réalisée à partir des isophotes montre bien le plus grand des "continents" s'étalant sur 40 ° de latitude et bien caractérisé par le HST-team.

Cette vue réalisée le 25 Juin 2004 à une longueur d'onde permettant de pénétrer quelque peu l'atmosphère laisse voir une structure en H penché qui confirme celle obtenue au sol par l'ESO-team. Cette vue de Titan réalisée par Cassini (photo JPL) le 30 juillet 2004 montre les brumes bleutées se formant dans la haute atmosphère de Titan et l'encerclant comme une double auréole.  Image en fausses couleurs à base de rayonnement UV. Contraste augmenté pour les couches de brume

Références

Artemieva N; Lunine J. Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics. Icarus 2003, 164 (2), 471-480

Bernard JM.; Coll P; Coustenis A; Raulin F. Experimental simulation of Titan's atmosphere: Detection of ammonia and ethylene oxide. Planetary and Space Science 2003, 51 (14-15), 1003-1011

Bouchez  AH. Seasonal trends in Titan's atmosphere: haze, wind and clouds. Thèse de PhD, Caltech, 2004 (25 juillet 2003)

Burnham R. Hubble Maps Titan's Hidden Landscape.  Astronomy 02/1995, 44-45

Coustenis A ,Taylor F. Titan: The Earth-Like Moon.  World Scientific Publishing Company, 01/ 2000. ISBN9810239211

Coustenis AE, Lellouch JP, Maillard, McKay CP. Titan's surface spectrum.1995, Icarus 118, 87-104.

Engel S, Lunine JI, Norton DL. Silicate interactions with ammonia-water fluids on early Titan. 1994, J. Geophys. Res 99 E2. 3745-3752.

Fortes AD. Exobiological implications of a possible ammonia water ocean inside Titan. Department of Geological Sciences, University College London

Genge M. Extreme surfing. New scientist 2455, 10/07/2004,34-37.

Grasset O, Sotin C. The cooling rate of a liquid shell in Titan's interior. 1996, Icarus 123 , 101-123

Griffith CA, Owen T, Geballe TR, Rayner J, Rannou P. Evidence for the exposure of water ice on Titan's surface. Science,25/04/2003; 300 (5619): 628-30.

Hidayat T, Marten A, Bézard B, Gautier D, Owen T, Matthews HE, Paubert G. Millimetre and submillimetre heterodyne observations of Titan: retrieval of the vertical profile of HCN and the 12 C/ 13 C ratio. 1997, Icarus 126 , 170-182.

Horikoshi H. Barophiles: deep sea microorganisms adapted to an extreme environment. 1998, Current Opinions in Microbiology 1, No' 3, 291-295.

Jakosky BM, Shock EL. The biological potential of Mars, the early Earth, and Europa. 1998, J. Geophys. Res .103 E8, 19359-19364.

Jones B.E, Grant WD, Duckworth AW, Owenson GG. Microbial diversity of soda lakes. 1999, Extremophiles 2, No' 3, 191-200.

Kargel J.S, Croft SK, Lunine JI, Lewis JS. Rheological properties of ammonia-water liquids and crystal liquid slurries: planetological applications. 1991, Icarus 89 , 93-112.

Kasting J. Méthane et climat. Pour La Science 323, septembre 2004, 29-34

Kato C, Bartlett DH. The molecular biology of barophilic bacteria. 1998, Extremophiles 1, 3, 111-116.

Kereszturi A. Astrobiological consequences of possible plate recycling-like process on Titan.  2nd european workshop on exo/astrobiology, 09/2002

Koike T, Kaneko T, Kobayashi K, Miyakawa S, Takano Y. Formation of organic compounds from simulated Titan atmosphere: perspectives of the Cassini mission. Biol Sci Space. 2003 Oct;17(3):188-9.

Khare BN, Bakes EL, Cruikshank D, McKay CP. Solid organic matter in the atmosphere and on the surface of outer Solar System bodies. Adv Space Res. 2001; 27(2): 299-307.

Khare BN, Thompson WR, Chyba CF, Arakawa ET, Sagan C. Adv Space Res. 1989; 9(2): 4

Khare BN, Sagan C, Thompson WR, Arakawa ET, Suits F, Callcott TA, Williams MW, Shrader S, Ogino H, Willingham TO, Nagy B. The organic aerosols of Titan. Adv Space Res. 1984;4(12):59-68.

Khare BN, Thompson WR, Chyba CF, Arakawa ET, Sagan C. Organic solids produced from simple C/H/O/N ices by charged particles: applications to the outer solar system. Adv Space Res. 1989;9(2):41-53.

Khare BN, Sagan C, Ogino H, Nagy B, Er C, Schram KH, Amino acids derived from Titan tholins. Icarus. 1986 Oct; 68(1): 176-84.

Kossacki KJ, Lorenz RD. Hiding Titan's ocean: densification and hydrocarbon storage in an icy regolith. 1996, Planet. Space. Sci .44 (9), 1029-1037.

Krauskopf. KB, Bird DK. Introduction to Geochemistry . 1995, 3 rd ed., McGraw-Hill.

Lebonnois S.  Circulation générale et Photochimie dans l'Atmosphère de Titan Thèse soutenue le 14 juin 2000 Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements Toulouse

Lunine. JI. Volatiles in the outer solar system. 1985, Ph.D. thesis. California Institute of Technology.

Lunine. JI, Stevenson DJ. Clathrate and ammonia hydrates at high pressure: application to the origin of methane on Titan. 1987, Icarus 70 , 61-77.

Lunine JI; Lorenz RD; Hartmann WK. Some speculations on Titans past, present and future. Planetary and Space Science 46, 9, 1099-1107
 
McDonald GD, Thompson WR, Heinrich M, Khare BN, Sagan C.Chemical investigation of Titan and Triton tholins. Icarus. 1994;108:137-45.

Mc Kay CP, Martin SC; Griffith CA, Keller RM. Temperature lapse rate and methane in Titan's troposphere. 1997, Icarus 129, 498-505.

Pietrogrand MC, Coll P, Sternberg R, Szopa C, Navarro-Gonzalez R, Vidal-Madjar C, Dondi F. Analysis of complex mixtures recovered from space missions statistical approach to the study of Titan atmosphere analogues (tholins). J Chromatogr A. 2001 Dec 21; 939 (1-2): 69-77.

Raulin. F, Bruston P, Paillous P, Sternberg R. The low temperature organic chemistry of Titan's geofluid. 1995, Adv. Space. Res .15 (3), 321-333.

Sarker N, Somogyi A., Lunine JI, Smith MA. Titan aerosol analogues: analysis of the non volatile tholins. Astrobiology 2003, 3, n°4, 719-726.

Scattergood TW, Valentin JR, O'Hara BJ, Kojiro DR, Carle CG. Gas chromatographic instrumentation for the analysis of aerosols and gases in Titan's atmosphere. J Geophys Res. 1987 Mar 30;92(B4):E723-8.

Simakov M. Dinitrogen as a possible biomarker for exobiology: a case for Titan. 1999, paper presented at 6th Bioastronomy Meeting . Abstract E.31S.

Simakov M. Exobiology of Titan. 2nd european workshop on exo/astrobiology, 09/2002

Solà JC. Notas astronomicas. Real Academia de Ciencias y Artes de Barcelona Vol. 5; 16; 1905
 
Stoker CR, Boston PJ, Mancinelli RL, Segal W, Khare BN, Sagan C.Microbial metabolism of tholin. Icarus. 1990;85:241-56.

Thompson WR, Murray BG, Khare BN, Sagan C. Coloration and darkening of methane clathrate and other ices by charged particle irradiation: applications to the outer solar system. J Geophys Res. 1987 Dec 30;92(A13):14933-47.

Thompson WR, McDonald GD, Sagan C. The Titan haze revisited: magnetospheric energy sources and quantitative tholin yields. Icarus. 1994;112:376-81.

Yelle RV, Strobell DF, Lellouch E, Gautier D. Engineering models for Titans atmosphere. As J, 1997.

HST-Team: Pr. Smith PH & Lemmon M, étudiant en thèse, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory; Caldwell J, York University, Canada; Sromovsky L, University of Wisconsin; Allison M, Goddard Institute for Space Studies, New York City.

ESO team : Markus Hartung (ESO-Chile), Laird M. Close (Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA), Rainer Lenzen, Tom M. Herbst and Wolfgang Brandner (Max-Planck Institut for Astronomie, Heidelberg, Germany), Eric Nielsen and Beth Biller (Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA), and Olivier Marco and Chris Lidman (ESO-Chile).