Titan (lune)

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Titan (lune)
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Titan
Image illustrative de l'article Titan (lune)
Titan vu par la sonde Cassini.
Caractéristiques orbitales
(Époque 1er janvier 2004, JJ 2453200.5[1])
Type Satellite de Saturne
Demi-grand axe 1 221 870 km[1]
PĂ©riapside 1 186 680 km[2]
Excentricité 0,0288[1]
PĂ©riode de rĂ©volution 15,95 d[1]
Inclinaison 0,280 Â°[1] (par rapport au plan de Laplace de Saturne)
Caractéristiques physiques
DiamĂštre 5 151,0±4,0 km[3]
Masse 1,3452±0,0002×1023 kg[4]
Masse volumique moyenne 1,880±0,004 x103 kg/mÂł[3]
GravitĂ© Ă  la surface 1,428 m/s2
PĂ©riode de rotation 15,95 d
(Synchrone)
Albédo moyen 0,2[3]
TempĂ©rature de surface 93,7 K[5]
Caractéristiques de l'atmosphÚre
Pression atmosphĂ©rique 146,7 kPa
98,4 % N2
1,6 % CH4[6]
DĂ©couverte
DĂ©couvert par Huygens
DĂ©couverte 25 mars 1655

Titan est le plus grand satellite de Saturne. Avec un diamĂštre supĂ©rieur Ă  celui de Mercure, proche de celui de Mars, Titan est le deuxiĂšme plus grand satellite du systĂšme solaire, aprĂšs GanymĂšde. Il s’agit du seul satellite connu Ă  possĂ©der une atmosphĂšre dense. DĂ©couvert par l’astronome hollandais Christian Huygens en 1655, Titan est la premiĂšre lune observĂ©e autour de Saturne[7].

Titan est principalement composĂ© d’eau sous forme glacĂ©e et de roches. Son Ă©paisse atmosphĂšre a longtemps empĂȘchĂ© l’observation de sa surface jusqu’à l’arrivĂ©e de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis la dĂ©couverte de lacs d’hydrocarbures liquides dans les rĂ©gions polaires du satellite. Du point de vue gĂ©ologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans Ă©ventuels y sont rĂ©pertoriĂ©s, mais la surface de Titan demeure relativement plate et lisse avec peu de cratĂšres d’impact observĂ©s.

L’atmosphĂšre de Titan est composĂ©e Ă  98,4 % de diazote et comporte 1,6 % de nuages de mĂ©thane et d’éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie de mĂ©thane — crĂ©e sur la surface des caractĂ©ristiques similaires Ă  celles rencontrĂ©es sur Terre, telles des dunes et des cĂŽtes, et, comme sur la Terre, possĂšde des saisons. Avec ses liquides (Ă  la fois Ă  la surface et sous la surface) et son Ă©paisse atmosphĂšre d’azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, mais Ă  une tempĂ©rature beaucoup plus basse. Le satellite est citĂ© comme un possible hĂ©bergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prĂ©biotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs suggĂšrent qu’un possible ocĂ©an souterrain pourrait servir d’environnement favorable Ă  la vie[8],[9].

Sommaire

Caractéristiques physiques

Dimensions

Titan, comparé à la Terre.

Titan mesure 5 150 km de diamĂštre. En comparaison, la planĂšte Mercure mesure 4 879 km de diamĂštre, la Lune 3 474 km, Mars 6 780 km et la Terre 12 742 km.

Avant l’arrivĂ©e de Voyager 1 en 1980, la communautĂ© scientifique pensait Titan lĂ©gĂšrement plus grand que GanymĂšde (5 262 km de diamĂštre), ce qui aurait fait de lui la plus grande lune du systĂšme solaire. Cette surestimation Ă©tait induite par l’atmosphĂšre dense et opaque de Titan, qui s’étend Ă  plus de 100 kilomĂštres au-dessus de sa surface et augmente son diamĂštre apparent[10].

Titan est donc le deuxiĂšme plus grand satellite du systĂšme solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne

Structure interne de Titan.

Le diamĂštre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires Ă  ceux des lunes galilĂ©ennes GanymĂšde et Callisto[11]. Sur la base d’une masse volumique de 1,88 g⋅cm3, Titan serait composĂ© Ă  moitiĂ© de glace d’eau et Ă  moitiĂ© de roches (silicates et fer). Ces composĂ©s plus lourds sont trĂšs peu prĂ©sents en surface oĂč la glace est le composant principal de la croĂ»te (phĂ©nomĂšne de diffĂ©renciation). Cette glace est majoritairement de la glace d’eau mais elle est probablement mĂ©langĂ©e avec de la glace d’ammoniac (NH3) ainsi qu’avec des glaces d’hydrocarbures, principalement du mĂ©thane (CH4) et de l’éthane (C2H6).

Titan est trĂšs probablement diffĂ©renciĂ© en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de 3 400 km de diamĂštre entourĂ© par plusieurs couches de diffĂ©rentes formes cristallines de glace[12]. L’intĂ©rieur du satellite est peut-ĂȘtre toujours chaud et il est possible qu’une couche liquide d’eau et d’ammoniac existe entre la croĂ»te de glace Ih et les couches de glaces plus internes. Un indice d’un tel ocĂ©an est donnĂ© par la sonde Cassini sous la forme d’ondes radio Ă  trĂšs basse frĂ©quence dans l’atmosphĂšre de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais rĂ©flecteur de ce type d’ondes, lesquelles sont plutĂŽt rĂ©flĂ©chies par la transition liquide-glace d’un ocĂ©an interne[13].

Les donnĂ©es collectĂ©es par Cassini entre octobre 2005 et mai 2007 montrent que les caractĂ©ristiques de la surface se sont dĂ©placĂ©es jusqu’à 30 km pendant cette pĂ©riode. Ce dĂ©placement suggĂšre que la croĂ»te est sĂ©parĂ©e de l’intĂ©rieur de la lune, ce qui constitue un indice supplĂ©mentaire quant Ă  l’existence d’un ocĂ©an interne[14].

AtmosphĂšre

Article dĂ©taillĂ© : AtmosphĂšre de Titan.
Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de l’atmosphùre de Titan.

Généralités

Titan est le seul satellite du systĂšme solaire possĂ©dant une atmosphĂšre significativement dĂ©veloppĂ©e ; les autres satellites n’ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l’atmosphĂšre de Titan serait comprise entre 200 km[15] et 880 km[16] (sur Terre, 99,999 % de la masse de l’atmosphĂšre rĂ©side en dessous de 100 km d’altitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs d’onde et interdit l’obtention d’un spectre de rĂ©flectance complet de la surface depuis l’extĂ©rieur[17].

L’existence d’une atmosphĂšre est dĂ©couverte par Gerard Kuiper en 1944 par spectroscopie. Ce dernier estime que la pression partielle de mĂ©thane est de l’ordre de 10 kPa[18]. Plus tard, les observations des sondes Voyager montrent que la pression Ă  la surface du satellite dĂ©passe une fois et demi celle de la Terre. L’atmosphĂšre comporte des couches opaques de brouillard qui bloquent la majoritĂ© de la lumiĂšre du Soleil. Pour cette raison, la sonde Huygens est incapable de dĂ©tecter la position de celui-ci lors de sa descente, et, bien qu’elle rĂ©ussit Ă  prendre des images de la surface, l’équipe de chercheurs en charge de la sonde dĂ©crit le processus comme « photographier un parking recouvert d’asphalte au crĂ©puscule Â»[19].

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

Composition

L’atmosphĂšre de Titan est composĂ©e Ă  98,4 % d’azote — la seule atmosphĂšre dense riche en azote du systĂšme solaire en dehors de la Terre —, les 1,6 % restants Ă©tant composĂ©s de mĂ©thane et de traces d’autres gaz comme des hydrocarbures (dont l’éthane, le diacĂ©tylĂšne, le mĂ©thylacĂ©tylĂšne, l’acĂ©tylĂšne et le propane), du cyanoacĂ©tylĂšne, du cyanure d’hydrogĂšne, du dioxyde de carbone, du monoxyde de carbone, du cyanogĂšne, de l’argon et de l’hĂ©lium[6].

Les chercheurs de la NASA pensent que les hydrocarbures forment la haute atmosphĂšre. Ils proviennent de rĂ©actions de dissociation du mĂ©thane par la lumiĂšre ultraviolette du soleil qui produisent un Ă©pais smog orangĂ©. Titan n’a aucun champ magnĂ©tique et orbite parfois en dehors de la magnĂ©tosphĂšre de Saturne, l’exposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molĂ©cules soient ionisĂ©es et emportĂ©es en dehors de la haute atmosphĂšre. En novembre 2007, des scientifiques dĂ©couvrent des anions lourds dans l’ionosphĂšre de Titan et estiment que ceux-ci tombent vers les rĂ©gions 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 molĂ©cules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques[20],[21]. Ces rĂ©sidus atmosphĂ©riques pourraient avoir formĂ© des couches plus ou moins Ă©paisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d’une sorte de goudron. Les traces d’écoulement observĂ©es par la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matĂ©riau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu’elles sont recouvertes de tholins amenĂ©s par les pluies d’hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Vents

La circulation atmosphĂ©rique suit la direction de la rotation de Titan, d’ouest en est[22]. Les observations de l’atmosphĂšre effectuĂ©es par Cassini en 2004 suggĂšrent que l’atmosphĂšre tourne plus rapidement que la surface[23].

IonosphĂšre

L’ionosphĂšre de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe Ă  1 200 km d’altitude, mais une couche additionnelle de particules chargĂ©es existe Ă  63 km d’altitude. L’atmosphĂšre de Titan est donc en quelque sorte sĂ©parĂ©e en deux chambres rĂ©sonnantes aux ondes radio distinctes. Titan Ă©met des ondes Ă  trĂšs basse frĂ©quence dont l’origine n’est pas connue, car il ne semble pas y avoir d’activitĂ© orageuse intense[13].

Surface

Généralités

Vue de Titan par la mission Cassini, le 26 octobre 2004. Cette mosaĂŻque de 9 images montre des variations d’éclat de la surface de Titan, et des nuages lumineux prĂšs du pĂŽle sud. La rĂ©gion la plus lumineuse du cĂŽtĂ© droit et la rĂ©gion Ă©quatoriale portent le nom de Xanadu, tandis que la plus sombre s'appelle Shangri-la. La surface semble jeune et il n’y a pas de cratĂšre visible.
Photographie de Titan en fausses couleurs, montrant des dĂ©tails de la surface et de l’atmosphĂšre. Xanadu est la rĂ©gion brillante situĂ©e dans le centre-droit.

La surface de Titan est dĂ©crite comme « complexe, produite par des fluides et gĂ©ologiquement jeune Â»[24]. La sonde Cassini utilise un altimĂštre radar et un radar Ă  synthĂšse d’ouverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premiĂšres images rĂ©vĂšlent une gĂ©ologie diversifiĂ©e, avec des rĂ©gions lisses et d’autres irrĂ©guliĂšres. D’autres semblent d’origine volcanique, probablement liĂ©es Ă  un dĂ©gorgement d’eau mĂ©langĂ©e Ă  de l’ammoniac. Certaines zones sont susceptibles d’ĂȘtre crĂ©Ă©es par des particules poussĂ©es par le vent[25],[26]. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant Ă  des cratĂšres d’impact semblent avoir Ă©tĂ© remplis, peut-ĂȘtre par des pluies d’hydrocarbures ou des volcans. L’altimĂ©trie radar suggĂšre que les variations d’altitude sont faibles, typiquement de l’ordre de 150 m. NĂ©anmoins certaines zones atteignent jusqu’à 500 m de dĂ©nivelĂ© et Titan possĂšde des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mĂštres, jusqu’à plus d’un kilomĂštre[27].

La surface de Titan est marquĂ©e par de grandes rĂ©gions de terrain clair ou foncĂ©. Parmi celles-ci, Xanadu est une zone Ă©quatoriale rĂ©flĂ©chissante de la taille de l’Australie. Elle est identifiĂ©e pour la premiĂšre fois grĂące Ă  des images prises dans l’infrarouge par le tĂ©lescope spatial Hubble en 1994, puis observĂ©e par la suite par la sonde Cassini. Cette rĂ©gion est remplie de collines et parcourue de vallĂ©es et de gouffres[28]. Elle est traversĂ©e par endroits par des lignes sombres sinueuses ressemblant Ă  des crĂȘtes ou des crevasses. Celles-ci pourraient ĂȘtre d’origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone gĂ©ologiquement jeune. Il pourrait Ă©galement s’agir de canaux d’origine liquide, suggĂ©rant au contraire un terrain ancien Ă©rodĂ© par des ruisseaux[29]. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et sont observĂ©es depuis l’espace comme depuis le sol ; elles sont supposĂ©es ĂȘtre la trace de lacs de mĂ©thane et d’éthane, mais les observations rĂ©centes de Cassini semblent indiquer que ce n’est pas le cas.

En 2005, le module Huygens touche terre Ă  l’est de la rĂ©gion nommĂ©e Adiri et photographie des collines pĂąles traversĂ©es de « riviĂšres Â» sombres se dirigeant vers une plaine Ă©galement sombre. Ces collines seraient composĂ©es de glace d’eau. Des composĂ©s organiques sombres, crĂ©Ă©s dans la haute atmosphĂšre de Titan par le rayonnement ultraviolet du Soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivĂ©s par la pluie de mĂ©thane et dĂ©posĂ©s sur les plaines[30].

AprĂšs s’ĂȘtre posĂ©, Huygens photographie une plaine sombre couverte de petits rochers et de cailloux, tous deux composĂ©s de glace d’eau[30]. Des signes d’érosion sont visibles Ă  la base des rochers, indiquant une possible activitĂ© fluviale. La surface se rĂ©vĂšle alors plus sombre que prĂ©vue et est composĂ©e d’un mĂ©lange d’eau et de glace d’hydrocarbures. Le « sol Â» visible dans les images prises par la sonde pourrait s’ĂȘtre formĂ© par prĂ©cipitation d’hydrocarbures. Il est possible que des rĂ©gions de la surface de Titan soient recouvertes d’une couche de tholins, mais ce point n’est pas confirmĂ© Ă  l’heure actuelle[31].

Liquides

Article dĂ©taillĂ© : Lacs de Titan.
MosaĂŻque en fausses couleurs d’images radar prises par Cassini autour du pĂŽle nord de Titan, mettant en Ă©vidence des mers, lacs et riviĂšres d’hydrocarbures. Les zones affichĂ©es ici en bleu indiquent des rĂ©gions de faible rĂ©flexivitĂ© radar, probablement des Ă©tendues d’éthane liquide, de mĂ©thane ou d’azote dissout. Il est possible que la mer situĂ©e dans le coin infĂ©rieur gauche soit en fait deux fois plus grande qu’indiquĂ© ici[32].

Les conditions de tempĂ©rature et de pression Ă  la surface de Titan permettent au mĂ©thane et Ă  l’éthane d’exister sous forme liquide. La prĂ©sence de mĂ©thane liquide Ă  la surface permettrait d’expliquer la grande quantitĂ© de mĂ©thane dans l’atmosphĂšre. Cette hypothĂšse voit le jour lorsque les planĂ©tologues se rendent compte du phĂ©nomĂšne de destruction du mĂ©thane atmosphĂ©rique, au cours des annĂ©es 1970. L’hypothĂšse d’un ocĂ©an planĂ©taire d’hydrocarbures est mĂȘme envisagĂ©e mais les premiĂšres observations de la surface de Titan en infrarouge et en ondes radio depuis la Terre rĂ©futent cette possibilitĂ©. Les sondes Voyager montrent que l’atmosphĂšre de Titan est compatible avec l’existence de liquides, mais une preuve directe n’est obtenue qu’en 1995, lorsque des donnĂ©es de Hubble ainsi que d’autres observations suggĂšrent l’existence sur Titan de mĂ©thane liquide sous forme soit de poches disjointes soit de lacs et de mers de la taille d’ocĂ©ans[33].

La mission Cassini ne confirme pas immĂ©diatement cette derniĂšre hypothĂšse. En effet, lorsque la sonde arrive dans le systĂšme de Saturne en 2004, les chercheurs de la NASA et de l’ESA espĂšrent que des lacs d’hydrocarbures soient dĂ©tectables par la rĂ©flexion du Soleil Ă  leur surface, mais aucune rĂ©flexion spĂ©culaire n’est initialement observĂ©e[34]. De nombreuses images Ă©voquant des cĂŽtes et prises par Cassini en 2004 et 2005 ne s’avĂšreront finalement n’ĂȘtre que des limites entre zones claires et zones sombres[35].

C’est en juin 2005, au pĂŽle sud, que le premier lac potentiel est identifiĂ© sous l’aspect d’une zone trĂšs sombre, a posteriori nommĂ©e Ontario Lacus. Ce lac a probablement Ă©tĂ© crĂ©Ă© par les nuages qui se concentrent Ă  cet endroit[36]. À la suite du survol du 22 juillet 2006, Cassini image les latitudes nord du satellite et met en Ă©vidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellent la surface prĂšs du pĂŽle[37]. Sur la base de ces observations, l’existence de lacs remplis de mĂ©thane Ă  la surface de Titan est alors confirmĂ©e en janvier 2007[38],[39]. L’équipe scientifique de Cassini–Huygens conclut que les rĂ©gions imagĂ©es sont selon toute vraisemblance des lacs d’hydrocarbures, les premiĂšres Ă©tendues de liquide stables dĂ©couvertes en dehors de la Terre. Certaines d’entre elles gisent dans des dĂ©pressions topographiques et semblent possĂ©der des canaux associĂ©s avec du liquide[38].

CratĂšres

La sonde Cassini ne dĂ©couvre que peu de cratĂšres d’impact Ă  la surface de Titan, ce qui suggĂšre une surface jeune. Parmi les cratĂšres dĂ©couverts, les plus notables sont Menrva, un bassin de 440 km de diamĂštre Ă  plusieurs anneaux[40], Sinlap, un cratĂšre Ă  fond plat de 80 km de diamĂštre[41] et Ksa, un cratĂšre de 30 km de large possĂ©dant un pic central et un plancher sombre[42]. Cassini met Ă©galement en Ă©vidence des « cratĂ©riformes Â», des objets circulaires Ă  la surface de Titan qui pourraient ĂȘtre liĂ©s Ă  un impact, mais qui ne possĂšdent pas certaines caractĂ©ristiques rendant leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matĂ©riau clair de 90 km de diamĂštre nommĂ© Guabonito[43] pourrait ĂȘtre un cratĂšre rempli de sĂ©diments sombres. D’autres zones similaires sont observĂ©es dans les rĂ©gions sombres Shangri-la et Aaru. Des objets circulaires sont Ă©galement observĂ©s par Cassini dans la rĂ©gion claire nommĂ©e Xanadu lors du survol du 30 avril 2006[44].

Des modĂšles de trajectoires et d’angles d’impact rĂ©alisĂ©s avant la mission Cassini suggĂšrent que lors d’un impact avec la croĂ»te d’eau glacĂ©e, une petite partie des Ă©jectas aqueux reste Ă  l’état liquide dans le cratĂšre. Celle-ci pourrait demeurer Ă  l’état liquide pendant plusieurs siĂšcles, une durĂ©e suffisante pour la synthĂšse de molĂ©cules prĂ©curseurs Ă  l’apparition de la vie[45]. L’atmosphĂšre de Titan pourrait Ă©galement jouer un rĂŽle de bouclier en divisant par deux le nombre de cratĂšres Ă  sa surface[46].

Cryovolcanisme et montagnes

Titan est sujet au cryovolcanisme. De l’argon-40 dĂ©tectĂ© dans l’atmosphĂšre indique que des volcans recrachent des panaches d’une « lave Â» d’eau et d’ammoniac[47]. Cassini ayant dĂ©tectĂ© des Ă©missions de mĂ©thane provenant d’un cryovolcan, la communautĂ© scientifique pense dĂ©sormais que le volcanisme est une source significative de la prĂ©sence de mĂ©thane dans l’atmosphĂšre[30],[48]. L’un des premiers objets imagĂ©s par Cassini, Ganesa Macula, ressemble Ă  certains volcans de VĂ©nus et est suspectĂ© d’ĂȘtre d’origine cryovolcanique[49]. La pression nĂ©cessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait ĂȘtre causĂ©e 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 systĂšme instable pourrait produire des Ă©panchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de sulfate d’ammonium feraient surface de cette façon[50].

Une chaĂźne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut est dĂ©couverte par Cassini en 2006. Cette chaĂźne, situĂ©e dans l’hĂ©misphĂšre sud, serait composĂ©e d’un matĂ©riau glacĂ© recouvert d’une glace de mĂ©thane. Le mouvement des plaques tectoniques, possiblement influencĂ© par un bassin d’impact proche, pourrait avoir ouvert une brĂšche Ă  travers laquelle le matĂ©riau a fait surface[51].

Dunes

Dunes sur la Terre (en haut), comparées aux dunes à la surface de Titan (en bas).

Sur les premiĂšres images de la surface de Titan prises depuis la Terre au dĂ©but des annĂ©es 2000, de grandes rĂ©gions sombres sont mises en Ă©vidence Ă  cheval sur l’équateur[52]. Avant l’arrivĂ©e de Cassini, les chercheurs pensent que ces rĂ©gions sont des mers de matiĂšre organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides[53]. Les images radar prises par Cassini rĂ©vĂšlent que certaines de ces rĂ©gions sont en rĂ©alitĂ© de grandes plaines recouvertes de dunes, certaines mesurant jusqu’à 330 mĂštres de haut[54]. Des dunes de ce type seraient formĂ©es par des vents modĂ©rĂ©ment variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marĂ©es variables[55]. Ces derniers rĂ©sultent des forces de marĂ©e de Saturne sur l’atmosphĂšre de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent Ă  orienter le vent vers l’équateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes Ă  se former sur de longues lignes parallĂšles orientĂ©es d’ouest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, oĂč la direction du vent change. Selon Athena Coustenis de l’observatoire de Paris-Meudon, ces dunes seraient au contraire formĂ©es de poussiĂšres dont la densitĂ© est bien moindre que sur Terre, oĂč les grains de sable sont formĂ©s de silice. Des vents rĂ©guliers de faible puissance suffiraient donc Ă  mettre les sables titaniens en mouvement.

Le sable sur Titan pourrait s’ĂȘtre formĂ© suite Ă  l’écoulement du mĂ©thane liquide responsable de l’érosion du substrat de glace, peut-ĂȘtre sous la forme de crues. Il pourrait Ă©galement provenir de solides organiques produits lors de rĂ©actions photochimiques dans l’atmosphĂšre du satellite[56],[54],[55].

Orbite

L’orbite de Titan (en rouge) parmi les autres lunes internes principales de Saturne.

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des gĂ©antes gazeuses, sa pĂ©riode orbitale est identique Ă  sa pĂ©riode de rotation : Titan est donc en rotation synchrone avec Saturne. Son excentricitĂ© orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport Ă  l’équateur de Saturne[57]. Titan est situĂ© Ă  1,2 million de km de Saturne (20 rayons saturniens). Il est le 20e satellite confirmĂ© en partant du centre de la planĂšte, le sixiĂšme des sept satellites de la planĂšte suffisamment grands pour possĂ©der une forme sphĂ©rique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et HypĂ©rion — un petit satellite irrĂ©gulier — sont en rĂ©sonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand HypĂ©rion en complĂšte trois. Sur la base des modĂšles de formation du systĂšme saturnien, HypĂ©rion se serait probablement formĂ© dans cet Ăźlot de stabilitĂ© orbitale, Titan ayant absorbĂ© ou Ă©jectĂ© les objets situĂ©s en dehors[58].

Climat

Un graphique dĂ©taillant la tempĂ©rature, la pression, et les autres aspects du climat de Titan. La brume atmosphĂ©rique diminue la tempĂ©rature dans la basse atmosphĂšre, tandis que le mĂ©thane fait monter la tempĂ©rature Ă  la surface. Les cryovolcans produisent des Ă©ruptions de mĂ©thane dans l’atmosphĂšre, mĂ©thane qui retombe ensuite sous forme de pluies sur la surface, pour former des lacs.

La tempĂ©rature Ă  la surface de Titan est d’environ 94 K (−179 Â°C). À cette tempĂ©rature, la glace d’eau ne se sublime pas et l’atmosphĂšre est presque entiĂšrement dĂ©nuĂ©e de vapeur d’eau. Le brouillard de l’atmosphĂšre contribue Ă  un contre-effet de serre en rĂ©flĂ©chissant la lumiĂšre du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphĂšre[59]. Les nuages de Titan, probablement composĂ©s de mĂ©thane, d’éthane ou autres composĂ©s organiques simples, sont Ă©pars et variables et ponctuent l’ensemble du brouillard[10]. Ce mĂ©thane atmosphĂ©rique crĂ©e quant Ă  lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide[60]. Les donnĂ©es de la sonde Huygens indiquent qu’il pleut pĂ©riodiquement du mĂ©thane liquide ainsi que d’autres composĂ©s organiques depuis l’atmosphĂšre jusqu’à la surface de la lune[61]. En octobre 2007, des observateurs mesurent une augmentation de l’opacitĂ© apparente des nuages au-dessus de la rĂ©gion Ă©quatoriale de Xanadu, suggĂ©rant une « bruine de mĂ©thane Â», bien qu’il n’y ait aucune preuve directe de pluie[62].

Les simulations de la configuration des vents globale fondĂ©es sur les donnĂ©es de la vitesse des vents prises par Huygens durant sa descente ont suggĂ©rĂ© que l’atmosphĂšre de Titan circule dans une Ă©norme et unique cellule de Hadley. L’air chaud monte dans l’hĂ©misphĂšre sud de Titan (hĂ©misphĂšre qui Ă©tait en « Ă©tĂ© Â» lors de la descente de Huygens) et descend dans l’hĂ©misphĂšre nord. Cela entraĂźne un dĂ©bit d’air de haute altitude du sud vers le nord et un flux d’air Ă  basse altitude du nord au sud. Une telle cellule de Hadley n’est possible que sur un monde qui tourne lentement, ce qui est le cas de Titan[22]. La circulation du vent de pĂŽle Ă  pĂŽle semble ĂȘtre centrĂ©e sur la stratosphĂšre ; les simulations suggĂšrent qu’ils changent tous les douze ans, avec une pĂ©riode de transition de trois ans, au cours de l’annĂ©e de Titan (30 annĂ©es terrestres)[63]. Cette cellule crĂ©e une bande globale de basse pression ce qui est en effet une variation de zone de convergence intertropicale terrestre (ZCIT). Contrairement Ă  la Terre, cependant, oĂč les ocĂ©ans limitent la ZCIT aux tropiques, sur Titan, la zone se promĂšne d’un pĂŽle Ă  l’autre, transportant avec lui des nuages chargĂ©s d’une pluie de mĂ©thane. Cela signifie que Titan, en dĂ©pit de ses tempĂ©ratures glaciales, peut ĂȘtre considĂ©rĂ© comme ayant un climat tropical[64].

Le nombre de lacs de mĂ©thane visibles prĂšs du pĂŽle sud de Titan est nettement plus petit que le nombre observĂ© Ă  proximitĂ© du pĂŽle nord. Comme le pĂŽle Sud est actuellement en Ă©tĂ© et le nord en hiver, une hypothĂšse se dĂ©gage selon laquelle les pluies de mĂ©thane s’abattent sur les pĂŽles en hiver et s’en Ă©vaporent en Ă©tĂ©[65].

Nuages

Image en fausse couleurs d’un nuage au dessus du pîle nord de Titan.

En septembre 2006, Cassini a pris une image d'un gros nuage Ă  une altitude de 40 km au-dessus du pĂŽle nord de Titan. Bien que le mĂ©thane soit connu pour se condenser dans l’atmosphĂšre de Titan, le nuage serait plus probablement composĂ© d’éthane, car les particules dĂ©tectĂ©es mesuraient seulement de 1 Ă  3 micromĂštres et que l’éthane pouvait aussi congeler Ă  ces altitudes. En dĂ©cembre 2006, Cassini a de nouveau observĂ© la couverture nuageuse et dĂ©tectĂ© du mĂ©thane, de l’éthane et d’autres composĂ©s organiques. Le nuage mesurait plus de 2 400 km de diamĂštre et Ă©tait toujours visible au cours d’un survol suivant un mois plus tard. Une hypothĂšse est qu’il pleut (ou, s’il fait suffisamment froid, qu’il neige) sur le pĂŽle nord, les courants descendants Ă  des latitudes septentrionales sont assez forts pour « souffler Â» les particules organiques sur la surface de la lune. Ce sont lĂ  les preuves les plus solides qui plaident pour la vieille hypothĂšse du cycle mĂ©thanologique (analogue au cycle hydrologique terrestre) sur Titan[66].

Les nuages ont Ă©galement Ă©tĂ© trouvĂ©s dans le ciel titanien austral. Tout en couvrant gĂ©nĂ©ralement 1 % du disque de la lune, des explosions ont Ă©tĂ© observĂ©es dans la couverture nuageuse qui s’étend alors rapidement Ă  pas moins de 8 %. Une hypothĂšse affirme que les nuages se forment lors d’accroissement de la lumiĂšre du Soleil pendant l’étĂ© titanien, gĂ©nĂ©rant un soulĂšvement dans l’atmosphĂšre, qui contribue Ă  la convection. Cette explication est compliquĂ©e par le fait que la formation des nuages a Ă©tĂ© observĂ©e non seulement aprĂšs le solstice d’étĂ©, mais Ă©galement Ă  la mi-printemps. L’augmentation du taux d’« humiditĂ© de mĂ©thane Â» au pĂŽle sud contribue Ă©ventuellement Ă  l’augmentation rapide de la taille des nuages[67]. C’est actuellement l’étĂ© dans l’hĂ©misphĂšre sud de Titan et cela le restera jusqu’en 2010, lorsque l’orbite de Saturne, qui rĂ©git le mouvement de la lune, fera pencher l’hĂ©misphĂšre nord vers le Soleil[22]. Lorsque le changement de saisons aura lieu, il est prĂ©vu que l’éthane commence Ă  se condenser au-dessus du pĂŽle sud[68]

Les modĂšles de recherche qui sont Ă©tayĂ©s par les observations, suggĂšrent que des nuages titaniens se groupent sur des zones privilĂ©giĂ©es et que la couverture nuageuse varie selon sa distance Ă  la surface sur les diffĂ©rents paysages du satellite. Dans les rĂ©gions polaires (supĂ©rieures Ă  60° de latitude), des nuages d’éthane rĂ©pandus et durables apparaissent dans et au-dessus de la troposphĂšre ; Ă  des latitudes infĂ©rieures, se sont principalement des nuages de mĂ©thane qui se trouvent entre 15 et 18 km d’altitude, et sont plus sporadiques et localisĂ©s. Dans l’hĂ©misphĂšre d’étĂ©, des nuages de mĂ©thane sont frĂ©quents et Ă©pais mais sporadiques et semblent se regrouper autour de 40° [63].

Les observations au sol rĂ©vĂšlent aussi des variations saisonniĂšres de la couverture nuageuse. Au cours de l’orbite de 30 ans de Saturne, les systĂšmes nuageux de Titan semblent se manifester pendant 25 ans, puis se dissiper pendant quatre Ă  cinq ans avant de rĂ©apparaitre Ă  nouveau[66].

Conditions prébiotiques et possible vie

La composition actuelle de l’atmosphĂšre de Titan semble assez proche de l’idĂ©e que l’on a de l’atmosphĂšre primitive de la Terre, c’est-Ă -dire l’atmosphĂšre de la Terre telle qu’elle Ă©tait avant que les premiers ĂȘtres vivants ne commencent Ă  libĂ©rer de l’oxygĂšne. La prĂ©sence au sein de l’atmosphĂšre de Titan de molĂ©cules organiques complexes identiques Ă  celles qui pourraient ĂȘtre Ă  l’origine de l’apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d’étude trĂšs intĂ©ressant pour les exobiologistes.

L’expĂ©rience de Miller-Urey et d’autres expĂ©riences ultĂ©rieures dĂ©montrent qu’il est possible de produire des molĂ©cules complexes et des polymĂšres comme les tholins Ă  partir d’une atmosphĂšre similaire Ă  celle de Titan soumise Ă  un rayonnement ultraviolet. Les rĂ©actions dĂ©butent par la dissociation de l’azote et du mĂ©thane, formant du cyanure d’hydrogĂšne et de l’acĂ©tylĂšne. Des rĂ©actions ultĂ©rieures sont le sujet de nombreuses Ă©tudes[69].

Toutes ces expĂ©riences suggĂšrent qu’il existe suffisamment de matĂ©riau organique sur Titan pour initier une Ă©volution chimique analogue Ă  celle qui s’est produite sur Terre. Cette analogie suppose la prĂ©sence d’eau liquide sur de plus longues pĂ©riodes que ce qui est actuellement observĂ©, mais plusieurs thĂ©ories avancent que de l’eau liquide provenant d’un impact pourrait ĂȘtre prĂ©servĂ©e sous une couche isolante de glace[70]. Des ocĂ©ans d’ammoniac liquide pourraient Ă©galement exister sous la surface[8],[71] ; un modĂšle suggĂšre une couche d’eau et d’ammoniac situĂ©e Ă  200 km de profondeur sous la croĂ»te, des conditions qui « semblent extrĂȘmes du point de vue terrestre, mais telles que la vie pourrait y survivre Â»[9]. Les transferts de chaleur entre l’intĂ©rieur et les couches externes sont critiques dans le maintien d’une vie dans un tel ocĂ©an[8].

La dĂ©tection d’une vie microbienne sur Titan dĂ©pend de ses effets biogĂ©niques : par exemple une origine biologique du mĂ©thane et de l’azote de l’atmosphĂšre peut ĂȘtre prise en compte[9]. L’hydrogĂšne est citĂ© comme une molĂ©cule capable de tester l’existence de vie sur Titan : si une forme de vie produisant du mĂ©thane consomme de l’hydrogĂšne en volume suffisant, elle aura un effet mesurable sur leur concentration dans la troposphĂšre[72].

MalgrĂ© ces possibilitĂ©s, 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 atmosphĂšre est dĂ©pourvue de dioxyde de carbone qui est gelĂ© dans le sol, mĂ©langĂ© Ă  la glace d'eau. Par contre, le mĂ©thane peut faire un effet de serre, mais seulement sur les bandes spectrales du rayonnement thermique Ă©mis Ă  ces tempĂ©ratures trĂšs basses. Du fait de ces contraintes, le sujet de la vie sur Titan est sans doute mieux dĂ©crit comme une expĂ©rience permettant de tester les thĂ©ories traitant des conditions nĂ©cessaires prĂ©cĂ©dant au dĂ©veloppement de la vie sur Terre[73]. MĂȘme si la vie n’y existe pas, les conditions prĂ©biotiques de l’environnement de Titan et la possible prĂ©sence d’une chimie organique, restent d’un grand intĂ©rĂȘt dans la comprĂ©hension de l’histoire primitive de la biosphĂšre terrestre[74].

Historique

DĂ©couverte

Christian Huygens, découvreur de Titan.

Titan est dĂ©couvert le 25 mars 1655 par l’astronome hollandais Christian Huygens, inspirĂ© par la dĂ©couverte des quatre satellites de Jupiter par GalilĂ©e en 1610 Ă  l’aide d’un tĂ©lescope. Huygens contribue lui-mĂȘme Ă  certaines avancĂ©es dans le domaine des tĂ©lescopes. Il dĂ©couvre Titan alors qu’il cherche Ă  Ă©tudier les anneaux de Saturne dont la nature n’est, Ă  cette Ă©poque, pas encore connue : il observe un point lumineux[75]. Huygens publie sa dĂ©couverte la mĂȘme annĂ©e dans l’ouvrage De Saturni Luna Observatio Nova.

Nom

Huygens nomme sa dĂ©couverte simplement Saturni Luna (ou Luna Saturni), nom latin qui signifie « lune de Saturne Â». Lorsque Jean-Dominique Cassini dĂ©couvre quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prennent l’habitude d’appeler les cinq corps de Saturne I Ă  Saturne V, Titan recevant le plus souvent le numĂ©ro quatre. Titan est officiellement numĂ©rotĂ© « Saturne IV Â» lorsque la numĂ©rotation est gelĂ©e aprĂšs 1789. Ce n’est qu’en 1847 que John Herschel, fils de William Herschel (dĂ©couvreur de Mimas et Encelade en 1789), propose que les dĂ©signations numĂ©riques soient remplacĂ©es par les noms de Titans, frĂšres et sƓurs de Cronos (Ă©quivalent de Saturne dans la mythologie grecque)[76].

Observation

Titan n’est jamais visible Ă  l’Ɠil nu, mais peut ĂȘtre observĂ© Ă  l’aide de petits tĂ©lescopes ou de bonnes jumelles. Son observation en amateur est difficile Ă  cause de la proximitĂ© du globe de Saturne et du systĂšme annulaire. C’est pourquoi les observations du satellite sont peu nombreuses avant l’ñge spatial. En 1907, l’astronome espagnol Josep Comas i SolĂĄ annonce qu’il a observĂ© un assombrissement des bords du disque de Titan et deux zones blanches et rondes en son centre. En 1940, Gerard Kuiper dĂ©duit que Titan possĂšde une atmosphĂšre[77].

Exploration

La premiĂšre sonde Ă  visiter Saturne est Pioneer 11 en 1979 : elle permet de dĂ©terminer que Titan Ă©tait probablement trop froid pour hĂ©berger toute forme de vie[78]. L’engin prend les premiĂšres photos de la lune, mais celles-ci sont de faible qualitĂ©. Le premier plan rapprochĂ© de Titan est pris le 2 septembre 1979[79].

Titan est ensuite examinĂ© par Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. La trajectoire de Voyager 1 est spĂ©cifiquement modifiĂ©e pour passer plus prĂšs de la lune, mais la sonde ne possĂšde aucun instrument capable de voir Ă  travers l’atmosphĂšre du satellite, une caractĂ©ristique non envisagĂ©e lors de rĂ©alisation de la sonde. Plusieurs annĂ©es aprĂšs, un traitement intensif des images prises par Voyager 1 Ă  l’aide de son filtre orange suggĂšre l’existence des rĂ©gions claires et sombres connues dĂ©sormais sous le nom de Xanadu et Shangri-la[80] mais, Ă  ce moment-lĂ , elles ont dĂ©jĂ  Ă©tĂ© observĂ©es dans l’infrarouge par le tĂ©lescope spatial Hubble. Voyager 2 ne passe pas Ă  proximitĂ© de Titan. L’équipe en charge de la sonde a la possibilitĂ© de la placer soit sur une trajectoire l’amenant prĂšs du satellite soit dans la direction d’Uranus et Neptune. Du fait de l’expĂ©rience de Voyager 1, la deuxiĂšme option est choisie.

Cassini–Huygens

Article dĂ©taillĂ© : Mission Cassini-Huygens.

Enfin, Titan a Ă©tĂ© l’un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens, la premiĂšre Ă  ĂȘtre spĂ©cialement dĂ©diĂ©e Ă  l’exploration de Saturne et de son environnement. La mission est composĂ©e de deux parties distinctes : l’orbiteur Cassini dĂ©veloppĂ© par la NASA et le module d’exploration Huygens dĂ©veloppĂ© par l’ESA. Elle a atteint le systĂšme saturnien le 1er juillet 2004.

Cassini, qui a Ă©tudiĂ© plusieurs satellites de Saturne, survole Titan et Ă©tudie l’astre au cours de passages rapprochĂ©s (fly-by) Ă  l’aide principalement des instruments RADAR et VIMS. Le 26 octobre 2004, il prend des photographies en haute rĂ©solution de la surface de la lune, Ă  seulement 1 200 km de distance, permettant de discerner des zones claires et sombres invisibles depuis la Terre. Le 22 juillet 2006, Cassini dĂ©bute le premier d’une sĂ©rie de plusieurs survols de Titan, tous Ă  seulement 950 km du satellite. Des zones liquides auraient Ă©tĂ© dĂ©tectĂ©es prĂšs du pĂŽle nord aprĂšs le seiziĂšme passage, sous la forme de plus de 75 lacs de mĂ©thane[37]. En avril 2009, des mesures de Cassini nous apprennent que Titan n’est pas complĂštement sphĂ©rique mais de forme ovale car aplati aux pĂŽles. Cette observation va dans le sens de la prĂ©sence d’un ocĂ©an de mĂ©thane liquide sous sa surface[81]. Mais une Ă©tude publiĂ©e en dĂ©cembre 2009[82] propose au contraire l’existence d’un ocĂ©an d’eau liquide avec une solution d’ammoniac, sous une couche de glace de quelques dizaines de kilomĂštres d’épaisseur.

Huygens, dĂ©diĂ© Ă  l'Ă©tude de l'atmosphĂšre de Titan, se pose sans encombre le 14 janvier 2005. Titan est ainsi devenu le cinquiĂšme astre sur lequel l’homme a rĂ©ussi Ă  faire atterrir un engin spatial, aprĂšs la Lune, VĂ©nus, Mars et l’astĂ©roĂŻde Eros. Titan est aussi le premier corps du systĂšme solaire lointain (au-delĂ  de la ceinture d’astĂ©roĂŻdes) et le premier satellite d’une autre planĂšte que la Terre sur lequel un objet terrestre s’est posĂ©.

Le module Huygens est entiĂšrement dĂ©diĂ© Ă  l’étude de l’atmosphĂšre et de la surface du satellite. Il fournit de nombreuses informations au cours de sa chute dans l’atmosphĂšre et, une fois au sol, permet de dĂ©couvrir que de nombreuses zones de la surface semblent avoir Ă©tĂ© formĂ©es par l’écoulement de liquides par le passĂ©[83].

Missions futures

Article dĂ©taillĂ© : Titan Saturn System Mission.

La NASA et l’ESA se sont regroupĂ©es pour rĂ©aliser une seconde mission Ă  destination de Titan : Titan Saturn System Mission (TSSM). Cette mission beaucoup plus aboutie que Cassini-Huygens devrait comporter trois volets : une orbiteur, une montgolfiĂšre et une sonde au sol. Le dĂ©part est prĂ©vu pour 2020 avec une arrivĂ©e Ă  destination vers 2030[84].

À plus long terme, certains comme l'ingĂ©nieur Robert Zubrin envisagent une colonisation de Titan, en raison des ressources miniĂšres prĂ©sentes, notamment l'hĂ©lium, le deutĂ©rium et les hydrocarbures.

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