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QUE CE PASSE T-IL SUR TITAN ?

Ce satellite de Saturne pause pas mal de questions

capture06-4.jpgTitan est le plus grand satellite de Saturne.

Avec un diamètre supérieur à celui de Mercure, proche de celui de Mars, Titan est le deuxième plus grand satellite du système solaire, après Ganymède. Il s’agit du seul satellite connu à posséder une atmosphère dense. Découvert par l’astronome hollandais Christian Huygens en 1655, Titan est la première lune observée autour de Saturne.

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa période orbitale est identique à sa période de rotation : Titan est donc en rotation synchrone avec Saturne. Son excentricité orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport à l’équateur de Saturne. Titan est situé à 1,2 million de km de Saturne (20 rayons saturniens). Il est le 20e satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et Hypérion — un petit satellite irrégulier — sont en résonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors.

La température à la surface de Titan est d’environ 94 K (−179 °C). À cette température, la glace d’eau ne se sublime pas et l’atmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur d’eau. Le brouillard de l’atmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, d’éthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent l’ensemble du brouillard. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide. Les données de la sonde Huygens indiquent qu’il pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que d’autres composés organiques depuis l’atmosphère jusqu’à la surface de la lune

Titan est principalement composé d’eau sous forme glacée et de roches. Son épaisse atmosphère a longtemps empêché l’observation de sa surface jusqu’à l’arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis la découverte de lacs d’hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans éventuels y sont répertoriés, mais la surface de Titan demeure relativement plate et lisse avec peu de cratères d’impact observés.

L’atmosphère de Titan est composée à 98,4 % de diazote et comporte 1,6 % de nuages de méthane et d’éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie de méthane — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles rencontrées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère d’azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, mais à une température beaucoup plus basse. Le satellite est cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement pré biotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs suggèrent qu’un possible océan souterrain pourrait servir d’environnement favorable à la vie.

capture01-6.jpgTitan, comparé à la Terre.

Titan a un diamètre de 5 151 km ; en comparaison, la planète Mercure a un diamètre moyen volumétrique de 4 879 km, la Lune de 3 474 km, Mars de 6 779 km et la Terre de 12 742 km.

Avant l’arrivée de Voyager 1 en 1980, la communauté scientifique pensait Titan légèrement plus grand que Ganymède (5 262 km de diamètre), ce qui aurait fait de lui la plus grande lune du système solaire. Cette surestimation était induite par l’atmosphère dense et opaque de Titan, qui s’étend à plus de 100 kilomètres au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent.

Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne de Titan.

Le diamètre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires à ceux des lunes galiléennes Ganymède et Callisto. Sur la base d’une masse volumique de 1,88 g⋅cm3, Titan serait composé à moitié de glace d’eau et à moitié de roches (silicates et fer). Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la glace est le composant principal de la croûte (phénomène de différenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d’eau mais elle est probablement mélangée avec de la glace d’ammoniac (NH3) ainsi qu’avec des glaces d’hydrocarbures, principalement du méthane (CH4) et de l’éthane (C2H6).

Les données collectées par Cassini entre octobre 2005 et mai 2007 montrent que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusqu’à 30 km pendant cette période. Ce déplacement suggère que la croûte est séparée de l’intérieur de la lune, ce qui constitue un indice supplémentaire quant à l’existence d’un océan interne.

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Titan est le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère significativement développée ; les autres satellites n’ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l’atmosphère de Titan serait comprise entre 200 km et 880 km (sur Terre, 99,999 % de la masse de l’atmosphère réside en dessous de 100 km d’altitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs d’onde et interdit l’obtention d’un spectre de réflectance complet de la surface depuis l’extérieur.

L’existence d’une atmosphère est découverte par Gerard Kuiper en 1944 par spectroscopie. Ce dernier estime que la pression partielle de méthane est de l’ordre de 10 kPa. Plus tard, les observations des sondes Voyager montrent que la pression à la surface du satellite dépasse une fois et demie celle de la Terre. L’atmosphère comporte des couches opaques de brouillard qui bloquent la majorité de la lumière du Soleil. Pour cette raison, la sonde Huygens est incapable de détecter la position de celui-ci lors de sa descente, et, bien qu’elle réussit à prendre des images de la surface, l’équipe de chercheurs en charge de la sonde décrit le processus comme « photographier un parking recouvert d’asphalte au crépuscule ».

La température moyenne de l’atmosphère au niveau du sol est de 94 K (-179 °C ou −290 °F) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C ou −330 °F) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km). Titan est à une distance de 1 222 000 km de Saturne (20,2 rayons saturniens).

Composition

L’atmosphère de Titan est composée à 98,4 % d’azote. La seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre, les 1,6 % restants étant composés de méthane et de traces d’autres gaz comme des hydrocarbures  dont l’éthane, le diacétylène, le méthylacétylène, l’acétylène, le propane, cyanoacétylène, cyanure d’hydrogène, dioxyde de carbone,  monoxyde de carbone, cyanogène,  l’argon et de l’hélium.

Les chercheurs de la NASA pensent que les hydrocarbures forment la haute atmosphère. Ils proviennent de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil qui produisent un épais smog orangé. Titan n’a aucun champ magnétique et orbite parfois en dehors de la magnétosphère de Saturne, l’exposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère.

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En novembre 2007, des scientifiques découvrent des anions lourds dans l’ionosphère de Titan et estiment que ceux-ci tombent vers les régions plus basses pour former la brume orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure n’est pas connue, mais il pourrait s’agir de tholins formant les bases de molécules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques. Ces résidus atmosphériques pourraient avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d’une sorte de goudron. Les traces d’écoulement observées par la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu’elles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies d’hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

L’atmosphère de Titan est donc en quelque sorte séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont l’origine n’est pas connue, car il ne semble pas y avoir d’activité orageuse intense.

La surface de Titan est décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune. La sonde Cassini utilise un altimètre radar et un radar à synthèse d’ouverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révèlent une géologie diversifiée, avec des régions lisses et d’autres irrégulières. D’autres semblent d’origine volcanique, probablement liées à un dégorgement d’eau mélangée à de l’ammoniac. Certaines zones sont susceptibles d’être créées par des particules poussées par le vent. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des cratères d’impact semblent avoir été remplis, peut-être par des pluies d’hydrocarbures ou des volcans. L’altimétrie radar suggère que les variations d’altitude sont faibles, typiquement de l’ordre de 150 m. Néanmoins certaines zones atteignent jusqu’à 500 m de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusqu’à plus d’un kilomètre.

capture16-4.jpgLa surface de Titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, Xanadu est une zone équatoriale réfléchissante de la taille de l’Australie. Elle est identifiée pour la première fois grâce à des images prises dans l’infrarouge par le télescope spatial Hubble en 1994, puis observée par la suite par la sonde Cassini. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres. Elle est traversée par endroits par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Celles-ci pourraient être d’origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également s’agir de canaux d’origine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et sont observées depuis l’espace comme depuis le sol ; elles sont supposées être la trace de lacs de méthane et d’éthane, mais les observations récentes de Cassini semblent indiquer que ce n’est pas le cas.

En 2005, le module Huygens touche terre à l’est de la région nommée Adiri et photographie des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace d’eau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du Soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines.

Après s’être posé, Huygens photographie une plaine sombre couverte de petits rochers et de cailloux, tous deux composés de glace d’eau. Des signes d’érosion sont visibles à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface se révèle alors plus sombre que prévue et est composée d’un mélange d’eau et de glace d’hydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait s’être formé par précipitation d’hydrocarbures. Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes d’une couche de tholins, mais ce point n’est pas confirmé à l’heure actuelle.

Les images radar prises par Cassini autour du pôle nord de Titan, mettant en évidence des mers, lacs et rivières d’hydrocarbures. Les zones indiquent des régions de faible réflexivité radar, probablement des étendues d’éthane liquide, de méthane ou d’azote dissout.

Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à l’éthane d’exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d’expliquer la grande quantité de méthane dans l’atmosphère. Cette hypothèse voit le jour lorsque les planétologues se rendent compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L’hypothèse d’un océan planétaire d’hydrocarbures est même envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infrarouge et en ondes radio depuis la Terre réfutent cette possibilité. Les sondes Voyager montrent que l’atmosphère de Titan est compatible avec l’existence de liquides, mais une preuve directe n’est obtenue qu’en 1995, lorsque des données de Hubble ainsi que d’autres observations suggèrent l’existence sur Titan de méthane liquide sous forme soit de poches disjointes soit de lacs et de mers de la taille d’océans.

Cryovolcanisme et montagnes

Titan est sujet au cryovolcanisme. De l’argon-40 détecté dans l’atmosphère indique que des volcans recrachent des panaches d’une « lave » d’eau et d’ammoniac. Cassini ayant détecté des émissions de méthane provenant d’un cryovolcan, la communauté scientifique pense désormais que le volcanisme est une source significative de la présence de méthane dans l’atmosphère. L’un des premiers objets imagés par Cassini,  ressemble à certains volcans de Vénus et est suspecté d’être d’origine cryovolcanique. La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche de glace externe de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate d’ammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de sulfate d’ammonium feraient surface de cette façon.

Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut est découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne, située dans l’hémisphère sud, serait composée d’un matériau glacé recouvert d’une glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, possiblement influencé par un bassin d’impact proche, pourrait avoir ouvert une brèche à travers laquelle le matériau a fait surface.

LA VIE SUR TITAN ?

La composition actuelle de l’atmosphère de Titan semble assez proche de l’idée que l’on a de l’atmosphère primitive de la Terre, c’est-à-dire l’atmosphère de la Terre telle qu’elle était avant que les premiers êtres vivants ne commencent à libérer de l’oxygène. La présence au sein de l’atmosphère de Titan de molécules organiques complexes identiques à celles qui pourraient être à l’origine de l’apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d’étude très intéressant pour les exobiologistes.

L’expérience de Miller-Urey et d’autres expériences ultérieures démontrent qu’il est possible de produire des molécules complexes et des polymères comme les tholins à partir d’une atmosphère similaire à celle de Titan soumise à un rayonnement ultraviolet. Les réactions débutent par la dissociation de l’azote et du méthane, formant du cyanure d’hydrogène et de l’acétylène. Des réactions ultérieures sont le sujet de nombreuses études.

Toutes ces expériences suggèrent qu’il existe suffisamment de matériau organique sur Titan pour initier une évolution chimique analogue à celle qui s’est produite sur Terre. Cette analogie suppose la présence d’eau liquide sur de plus longues périodes que ce qui est actuellement observé, mais plusieurs théories avancent que de l’eau liquide provenant d’un impact pourrait être préservée sous une couche isolante de glace. Des océans d’ammoniac liquide pourraient également exister sous la surface; un modèle suggère une couche d’eau et d’ammoniac située à 200 km de profondeur sous la croûte, des conditions qui « semblent extrêmes du point de vue terrestre, mais telles que la vie pourrait y survivre ». Les transferts de chaleur entre l’intérieur et les couches externes sont critiques dans le maintien d’une vie dans un tel océan.

La détection d’une vie microbienne sur Titan dépend de ses effets biogéniques : par exemple une origine biologique du méthane et de l’azote de l’atmosphère peut être prise en compte. L’hydrogène est cité comme une molécule capable de tester l’existence de vie sur Titan : si une forme de vie produisant du méthane consomme de l’hydrogène en volume suffisant, elle aura un effet mesurable sur leur concentration dans la troposphère.

Malgré ces possibilités, l’analogie avec la Terre est inexacte. À cette distance du Soleil, Titan est glaciale (un effet accru par l’anti-effet de serre de sa couverture nuageuse) et son atmosphère est dépourvue de dioxyde de carbone qui est gelé dans le sol, mélangé à la glace d'eau. Par contre, le méthane peut faire un effet de serre, mais seulement sur les bandes spectrales du rayonnement thermique émis à ces températures très basses. Du fait de ces contraintes, le sujet de la vie sur Titan est sans doute mieux décrit comme une expérience permettant de tester les théories traitant des conditions nécessaires précédant au développement de la vie sur Terre. Même si la vie n’y existe pas, les conditions pré biotiques de l’environnement de Titan et la possible présence d’une chimie organique, restent d’un grand intérêt dans la compréhension de l’histoire primitive de la biosphère terrestre.

EXPLORATION

Titan a été l’un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens, la première à être spécialement dédiée à l’exploration de Saturne et de son environnement. La mission est composée de deux parties distinctes : l’orbiteur Cassini développé par la NASA et le module d’exploration Huygens développé par l’ESA. Elle a atteint le système saturnien le 1er juillet 2004. http://www.esa.int/spaceinimages/Missions/Cassini-Huygens/%28class%29/image?mission=Cassini-Huygens&type=I

Cassini, qui a étudié plusieurs satellites de Saturne, survole Titan et étudie l’astre au cours de passages rapprochés à l’aide principalement des instruments RADAR et VIMS. Le 26 octobre 2004, il prend des photographies en haute résolution de la surface de la lune, à seulement 1 200 km de distance, permettant de discerner des zones claires et sombres invisibles depuis la Terre.

Le 22 juillet 2006, Cassini débute le premier d’une série de plusieurs survols de Titan, tous à seulement 950 km du satellite. Des zones liquides auraient été détectées près du pôle nord après le seizième passage, sous la forme de plus de 75 lacs de méthane. En avril 2009, des mesures de Cassini nous apprennent que Titan n’est pas complètement sphérique mais de forme ovale car aplati aux pôles. Cette observation va dans le sens de la présence d’un océan de méthane liquide sous sa surface. Mais une étude publiée en décembre 2009 propose au contraire l’existence d’un océan d’eau liquide avec une solution d’ammoniac, sous une couche de glace de quelques dizaines de kilomètres d’épaisseur.

Huygens, dédié à l'étude de l'atmosphère de Titan, se pose sans encombre le 14 janvier 2005. Titan est ainsi devenu le cinquième astre sur lequel l’homme a réussi à faire atterrir un engin spatial, après la Lune, Vénus, Mars et l’astéroïde Eros. Titan est aussi le premier corps du système solaire lointain (au-delà de la ceinture d’astéroïdes) et le premier satellite d’une autre planète que la Terre sur lequel un objet terrestre s’est posé.

Le module Huygens est entièrement dédié à l’étude de l’atmosphère et de la surface du satellite. Il fournit de nombreuses informations au cours de sa chute dans l’atmosphère et, une fois au sol, permet de découvrir que de nombreuses zones de la surface semblent avoir été formées par l’écoulement de liquides par le passé.

Missions futures

La NASA et l’ESA se sont regroupées pour réaliser une seconde mission à destination de Titan : Titan Saturn System Mission (TSSM). Cette mission beaucoup plus aboutie que Cassini-Huygens devrait comporter trois volets : un orbiteur, une montgolfière et une sonde au sol. Le départ est prévu pour 2020 avec une arrivée à destination vers 2030.

capture17-3.jpgÀ plus long terme, certains comme l'ingénieur Robert Zubrin envisagent une colonisation de Titan, en raison des ressources minières présentes, notamment l'hélium, le deutérium et les hydrocarbures

Titan a peut être encore d’autres secrets à nous dévoiler

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