Titan

   Sans aucun doute, Titan est l'astre le plus intéressant du monde de Saturne, avec hydrocarbures et molécules complexes. C'est un satellite biochimiquement riche. Il possède une atmosphère orange qui ressemble au brouillard de la pollution urbaine (smog) de nos villes. Mais les nouveaux résultats suggèrent que sous le smog existent un cycle hydrologique et un socle de glace. C'est le plus gros, le plus brillant des satellites de Saturne. 

  Titan, la planète où Gérard de Nerval rêvait d'aller rejoindre son amour perdu, Jennie Colon, va bientôt nous livrer ses secrets. Après un sondage effectué par Pioneer 11 à 356 000 km en septembre 1979, puis un survol de Voyager 1 le 12 novembre 1980 à 6 490 km et un passage en coup de vent de Voyager 2, voici Cassini-Huygens, la dernière sonde d'un programme qui est commencé depuis 22 ans.  Cassini-Huygens ( 5 650 kg), partie le 15 octobre 1997,  est arrivée dans la grande banlieue de Saturne le 11 juin 2004, date à laquelle elle  survola le petit satellite Phoebé à 2 068 km. Elle atteindra Titan le 3 juillet, puis le 26 octobre et fin décembre où la capsule européenne Huygens débutera sa descente le 14 janvier 2005 à 8H59 TU pour se poser sur Titan à T0 + 137mn38,375s soit 12h16mn38s heure française.

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1. Animation de Titan

• Rotation du globe de Titan - visible avec Quick Time - MPEG  110 kbits, cliquez sur l'image ou le lien.

http://www.solarviews.com/raw/sat/titanrot.mpg

   Le département d'astronomie planétaire et lunaire de l'Université d'Arizona a réalisé cette rotation du globe de Titan à partir de 14 images de la surface, prises dans le proche infrarouge, à 940 nm. La rotation est vue comme nous la verrions depuis la Terre, si nous retirions le brouillard qui l'entoure. Les surfaces polaires ne sont pas couvertes.

2. La mission de Huygens

http://www.lpl.arizona.edu/icons/main/probe.jpg

  Après un bref regard, à  356 000 km, de Pioneer 11 en 1979, en 1980 les américains sacrifient la mission de Voyager 1 en l'envoyant vers Titan, quitte à le sortir du plan de l'écliptique, lui interdisant toute autre visite de corps du Système solaire. Elle passera à 6 490 km le 12 novembre.

   Puis vint Cassini-Huygens. L'appel à idées date de juillet 1982. Daniel Gautier de l'observatoire de Paris-Meudon fut le premier à proposer d'une mission vers Titan. L'idée lui est venue à la suite des photos mystérieuses et décevantes de Titan envoyées par Voyager 1.  En janvier 1984, les 2 agences  Nasa et ESA étaient prêtes à travailler ensemble. 

   Partie le 15 octobre 1997, durant la phase de croisière vers Saturne qui dura 7 ans, Huygens était fixé à la sonde Cassini. Périodiquement Huygens était testé et son état vérifié. Aucun problème particulier n'a été enregistré en 7 ans. 30 survols de Titan sont programmés. Seul un problème de liaison entre Huygens et Cassini a été découvert après le lancement. Voulant trop bien faire, un technicien italien a augmenté un gain d'ampli sans s'apercevoir qu'il réduisait la bande passante. Hélas la totalité de la bande prévue est nécessaire compte tenu de la vitesse de défilement de Cassini pendant Huygens descendra vers Titan. Après d'intenses réflexions, les ingénieurs décidèrent de modifier l'orbite de Huygens pour qu'il passe plus lentement.

http://spaceflightnow.com/cassini/images/040612orbits.jpg

   Cassini-Huygens croisera Titan les 3 juillet à 339 000 km, 26 octobre et le 13 décembre, au cours des  3 orbites  autour de Saturne qui seront nécessaires pour optimiser la trajectoire de la sonde et déployé les instruments à la 3e orbite (13 décembre). 

   Le survol du 26 octobre a permis de relever des vents à 600 km/h en altitude dans la zone d'atterrissage. Ce mauvais coup rend nerveux tous les acteurs de cette aventure.  D'autre part l'orbite a été légèrement modifiée afin d'éviter l'influence gravitationnelle de Japet. Ce petit satellite, mal connu, aurait pu modifier l'orbite d'approche. Une autre découverte a permis de conclure qu'il n'existe pas d'océan sur Titan.

    Quelques jours plus tard Huygens sera libérée. La sonde se séparera le 25 décembre, à 4h08 heure française, de Cassini et commencera une journée de 21 jours qui l'amènera sur Titan. Le 25 décembre sera le jour 1 et le 14 janvier, le jour 21. Les 2 vaisseaux spatiaux se sépareront avec une vitesse relative de 30 à 40 cm/s mais resteront sur la même orbite pendant environ trois semaines. Pour conserver sa trajectoire, Huygens tournera autour de son axe à raison d'environ 7 révolutions par minute.

    Une confirmation du dégagement réussi sera reçue du DSP (Réseau d'écoute de l'espace lointain) comprenant les stations de Madrid (Espagne) et Goldstone (Californie) peu avant 5h  le 25 décembre. La fenêtre de dégagement sera ouverte pendant 9 jours. Si cela n'a pas fonctionné, 2 essais sont programmés 32 jours plus tard ou 6 mois.

  Le 26, Cassini effectuera une manoeuvre d'écartement, qui lui permettra de suivre la capsule pendant la descente et recevoir les données. 170 MBits sont attendus.  Après un vol autonome de 21 jours, elle entrera dans l'atmosphère de Titan le 14 janvier à la vitesse de Mach 22, à l'altitude de 1 270 km. D'une masse de 319 kg, Huygens entrera le  dans l'atmosphère de Titan à la vitesse de 5,63 km/s. Une ½ heure avant cette rentrée, Huygens aura été réactivée. Ensuite l'intelligence artificielle et les batteries lui procureront un fonctionnement de 153 mn garanties. L'entrée dans l'atmosphère devrait être rude par le passage de mach 22,5 à mach 1,5 (de 5 630 m/s à 400 m/s) en 2mn. La capsule sera freinée par le bouclier thermique de  2,7 m de diamètre et un angle d'ouverture de 60° en forme de cône, jusqu'à Mach 1,5 (altitude de 150 à 180 km). La température, issue des frottements, atteindra 1 800 degrés. Il est capable d'encaisser un flux thermique de 1 MW/m². Il pèse 79 kg et est constitué de fibres en silicium noyées dans une résine phénolique. En moins de 2 minutes la sonde Huygens passera de 5 000 m/s à 400 m/s. Alors le parachute guide s'ouvrira. Les couches supérieures de l'atmosphère commencent vers 153 km. Des mesures seront effectuées. La vitesse diminuera jusqu'à 100ms et le bouclier sera largué. Vers 170 km, une fois stabilisée, un gros parachute se déploiera et les mesures commenceront 30 secondes plus tard. D'un diamètre de 8,3 m, celui-ci acheminera la sonde en douceur pendant 15 mn, le temps que le bouclier s'éloigne à grande vitesse. Débutant à une altitude d'environ 40 kilomètres, environ deux heures après la rentrée dans l'atmosphère, le parachute sera libéré. Pour que la descente  ne dure pas trop longtemps (durée de vie des batteries), un plus petit parachute (2,5m) s'ouvrira et guidera Huygens plus rapidement vers le sol de Titan. Pendant les 2,5 heures de descente, 6 instruments enregistreront la température, la pression, la nature du gaz, la présence de molécules organiques et la vitesse des vents. Un capteur acoustique, mis en route au-dessous de 1 000 m, enregistrera les sons lors de la descente finale. D'autre part, une collecte d'aérosols sera effectuée.

   Pendant que Huygens s'enfoncera toujours plus bas dans les nuages de Titan, une mini caméra infrarouge et à 3 objectifs prendra des images  de la surface, dans les 200 derniers mètres de la descente et les convertira en images visibles. Un petit radar mesurera l'altitude en permanence.  A moins de 1 000 m le sondeur acoustique est configuré. Peu de temps avant  l'impact à T0 + 133mn33s, une lampe est allumée pour éclairer la scène. A 400 m du sol, Huygens émettra des sons pour mesurer la texture du sol. A l'impact, un flash éclairera la scène pour prendre une seule et unique photo. Lors de l'atterrissage à la vitesse de 5 à 6 m/s, la consistance du sol sera mesurée.  Si la sonde se pose sur un océan de méthane, elle flottera. Selon le survol du 26 octobre aucun océan n'existerait sur Titan. Ce sera la  grande inconnue. L'impact aura lieu à T0 + 137mn38,375s. Des musiques  de Siliwood ont été enregistrées et nous pourront les entendre lorsque Huygens sera au sol.

L'ellipse d'incertitude à l'atterrissage est étroite en latitude, mais longue de 200 km en longitude. Sept modèles de sol ont été élaborés pour concevoir l'instrumentation. Six expériences mesurant la surface, la météo et l'atmosphère ont été prévues. Si l'orientation de l'antenne est correcte, des signaux seront perçus pendant 3 mn et peut-être jusqu'à 30 mn après l'impact (jusqu'à épuisement des batteries). N'oublions pas que la température est inférieur à - 180°C. Huygens mourra par congélation.

http://www.esa.int/export/images/Huygens34617_L.jpg

    Huygens transmettra ses données à la cadence de 8 kbits/s vers Cassini qui pointera sa grande antenne vers Huygens pendant 3 heures. Cela permettra d'assurer la réception des signaux pendant 43 mn après l'atterrissage pour une descente nominale de 137 mn. Les données seront stockées à bord de Cassini dans deux enregistreurs état solide pour les transmissions vers la Terre dès que Cassini sera redirigée vers la Terre, après la totalité de la mission Huygens. Les signaux mettront 67 à 85 mn pour nous parvenir.

   De la protection thermique aux techniques de pilotage hypersonique et de rentrée atmosphérique en passant par les codes de calcul aérodynamiques, Huygens est l'un des rares programmes qui ait mobilisé l'ensemble de nos compétences a déclaré André Motet, directeur adjoint d'Aérospatiale (aujourd'hui EADS) qui assure la maîtrise d'œuvre.

   Quant à Cassini qui sera en orbite 1500 km plus haut, au-dessus des nuages opaques, elle sera la confidente de Huygens pendant 3 heures avant de disparaître à l'horizon. Elle restera 4 ans en orbite autour de Saturne, avec 45 survols de Titan, dont 30 fois à moins de 1 000 km. Ceci permettra d'obtenir une cartographie radar très détaillée. On estime à 75% la part de la matière liquide et 25% la part des continents. L'image ci-dessous montre le déroulement des phases avant l'atterrissage sur Titan.

programme: http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/saturn-tour.cfm

3. Huygens et ses mesures.

   Les scientifiques attendent beaucoup des mesures in situ que va effectuer la sonde Huygens lors de sa plongée vers la surface de Titan le 14 janvier 2005. La détermination des profils verticaux de densité, de pression et de température contribue principalement à la caractérisation de la structure et de la dynamique de l'atmosphère, de la frontière entre le sol et l'atmosphère, de l'étude de la météorologie et du climat. De plus les mesures in situ de pression et de température servent de référence très précise au calibrage des appareils de détection. Pendant la rentrée atmosphérique, les profils de la densité atmosphérique, de la pression et de la température sont dérivés des mesures de décélération. Pour un  véhicule de rentrée, la densité atmosphérique est directement liée à la décélération aérodynamique, à la vitesse relative dans l'atmosphère et aux caractéristiques aérodynamiques de la sonde. L'estimation du taux d'erreur de la température permet d'identifier la présence de condensation et d'éventuels nuages, afin de distinguer les zones atmosphériques saturées et insaturées, stables et stables sous condition. Les variations des profils de densité, de pression et de température fournissent des informations sur la stabilité atmosphérique, aussi bien que sur la présence des vents, des marées thermiques, des vagues, vortex convecteur et turbulence dans l'atmosphère.

   L'analyse des données faisant suite à l'occultation de l'étoile 28 Sagittarii, par Titan le 3 juillet 1989, a fourni des informations sur la structure globale et l'état dynamique de la stratosphère supérieure, ainsi que sur la propagation des ondes de gravité (Sicardy, Ferri et autres 1998). La tranche atmosphérique sondée par l'occultation correspond à l'altitude où la décélération sera maximale pour la sonde Huygens. Le profil dérivé de la densité et de la température montre des fluctuations dont l'origine physique est possible. Les simulations de la trajectoire de descente montrent que l'accéléromètre HASI serait assez sensible pour caractériser de telles fluctuations si elles sont présentes lors de la descente et fournira les mesures in situ uniques dans cette partie de l'atmosphère.

Reference

Sicardy, B., Ferri, F., et al., 1998, Icarus, in press

4. Présentation de Titan

  La formation de Titan par accrétion, dans le disque de poussières qui créa Saturne, dut s'accompagner d'un échauffement créateur d'une décantation; les matériaux lourds auraient formé un noyau de silicates entouré de couches liquides et solides, à base d'ammoniaque, d'eau et de méthane, ce dernier ayant peut-être constitué un grand océan de méthane.

  Stabilisé par effet de marée autour de Saturne, Titan lui présente toujours la même face. C'est le 2e plus gros satellite du Système solaire après Ganymède, satellite de Jupiter (5 150 km contre 5 260 km). Il est le seul à posséder une atmosphère composée d'azote (>90%) et de méthane (3%). Titan est plus grand que Mercure et plus massif que Pluton. Il est composé d'environ moitié glace d'eau et moitié roches. Il est probablement constitué d'un noyau rocheux central d'un diamètre de 3 400 km entouré de plusieurs couches de différentes formes de glace d'eau. Il est couvert d'une atmosphère opaque, de couleur jaune-orange donnant au paysage en surface une couleur sinistre, constituée en majorité d'azote moléculaire (comme sur Terre) avec environ 6% d'argon et de  3% de méthane. Il y a des traces d' hydrocarbures, tels que propane, éthane, éthylène et acétylène, apparemment créés par la dégradation du méthane à l'exposition aux rayons ultraviolet du Soleil, créant un brouillard de pollution (smog) et d'une épaisseur de 300 km. Plusieurs couches distinctes et isolées furent découvertes au-dessus de la couche opaque. Les couches fusionnent  avec la couche principale au-dessus du pôle du nord de Titan, formant ce que les scientifiques ont pensé en premier être un capuchon sombre et qui s'est avéré être un anneau foncé autour du pôle, visible sur les meilleures images de Voyager 1. L'hémisphère sud est légèrement plus lumineux que celui du nord, probablement dû à un effet saisonnier. Lorsque la sonde Voyager passa à proximité, c'était l'équivalent de la mi-avril ou du début mai sur Terre, ou bien le début du printemps dans l'hémisphère nord et le début de l'automne dans l'hémisphère sud.

   Le satellite ressemble à une petite planète: les conditions atmosphériques seraient celles de la Terre, il y a plusieurs milliards d'années. L'environnement est prébiotique, mais on ne s'attend pas à y déceler une activité biologique en raison de la température très basse. La température de surface serait de 95°K (-178°C) à seulement 4°K au-dessus de la température critique du méthane. Le méthane, cependant, semble être au-dessous de sa pression de saturation près de la surface de Titan. Pour certains scientifiques les fleuves et les lacs du méthane n'existent probablement pas , malgré la tentation de trouver une analogie avec l'eau sur Terre. D'un autre côté, d'autres scientifiques croient à la présence de lacs d'éthane et de méthane probablement dissous dans de l'éthane. Le méthane de Titan, entretenue par la photolyse, est converti en éthane, acétylène, éthylène, et, une fois combiné avec de l'azote, en cyanure d'hydrogène. Par ailleurs, il se produit une polymérisation de l'acétylène avec le cyanure d'hydrogène (acide prussique). Ce dernier est une molécule spécialement importante; c'est une brique des acides aminés. Les basses températures de Titan inhibent incontestablement des molécules organiques plus complexes.

5. Caractéristiques

  Situé à une distance moyenne de 1 221 600 km de Saturne, elle décrit une orbite autour de Saturne de 15j23h15mn32s incliné de 0,3° et d'excentricité 0,0292. Sa densité serait de 2,4. Sa magnitude est de 8, cela signifie qu'il est visible avec une paire de jumelles. Son diamètre apparent est de 0,8". C'est un peu plus que Mercure et un peu moins que Ganymède (satellite de Jupiter).

  Plus gros que Mercure, sa masse n'en ait que la moitié 1,35.10²³ kg mais fut suffisante pour retenir une atmosphère majoritairement d'azote contenant de l'argon au taux possible de 12%, du méthane dont les molécules se déplacent à environ 300 ms^-1 et avec une faible proportion d'ammoniac. Il est possible que l'azote soit issu de la photodissociation de l'ammoniac par le rayonnement ultraviolet du Soleil, l'hydrogène s'étant évadé vers l'espace.

   Un immense tore d'hydrogène existe aujourd'hui autour, apparemment dû à la décomposition des hydrocarbures.

   Sa température très basse a permis au méthane de ne pas s'évader. L'analogie avec l'atmosphère de Saturne permet de supposer une origine commune. Les scientifiques y ont trouvé des hydrocarbures avec le radical cyanogène.

   Titan n'a aucun champ magnétique propre, signifiant qu' il n'a aucun noyau liquide conducteur d'électricité, mais il est en interaction avec la magnétosphère de Saturne.

    In 1848, William Lassell, un brasseur britannique et astronome amateur découvrit le 8e satellite qui fut appelé Hypérion. Il a une particularité orbitale; il est en résonance 3:4 avec Titan, c'est-à-dire qu'il effectue 3 orbites autour Saturne pendant que Titan en effectue 4. 

   La pression atmosphérique est de 50% plus grande que celle de la Terre: 1 496 hPa identique à celle que l'on trouve au fond d'une piscine.

• Unité de pression:   1 hPa = 1 Hectopascal = 100 Pascal = 100 N/m2 (approximativement 1 mbar).

6. Des saisons

  L'effet des saisons est pris en considération avec l'inclinaison à 27° de l'axe de rotation. Son orientation est visible sur la photo prise par Voyager 2 à 2,3 millions de km. D'autre part l'excentricité de l'orbite de Saturne autour de Soleil conduit la distance Soleil Titan à varier de 1,425 à 1,509 milliards de km. En conséquence, l'énergie reçue varie de 10,8% sur une durée de 29,458 ans.

  Lors du survol de Titan par Voyager (1980/1981), le printemps débutait dans l'hémisphère nord et la distance au Soleil de Titan était de 1,435 milliards de km, à peine supérieure à sa valeur minimale. On était très loin des conditions extrêmes que connaîtra l'hémisphère sud en 1989. A ce moment-là, le solstice d'hiver se produisait à la distance maximale. Si la température est inférieure à - 196 °C, l'azote devient liquide, pour se solidifier au-dessous de - 210°C. Au-dessous de - 200°C, le méthane est solide et l'argon n'est plus gazeux.

  Ainsi, en hiver, dans l'hémisphère austral, la présence de pluies d'azote dont naîtraient des lacs sur lesquels flotteraient des glaçons de méthane est possible. La possibilité que les lacs viennent à geler peut être envisagée.

  La présence de composés carbonés et notamment des polyacétylènes , en se condensant vers 700 km d'altitude, crée la brume qui entoure Titan. Leur chute devrait donner un très étonnant spectacle de neige rouge.

7. Le voile se lève

Voir la photo du 14 juin http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA06071_modest.jpg

     Le quadrillage superposé sur les images illustre l'orientation de Titan (Nord en haut et incliné de 25° vers la gauche) aussi bien que les régions éclairées par le Soleil. Le Soleil est 10 fois plus loin par rapport à la Terre, cela signifie que Titan reçoit 100 fois moins de lumière. Le méridien jaune indique le passage entre le jour et la nuit. L'amélioration du contraste fait que les régions à moins de 20° de la zone de transition jour-nuit sont plus sombres que normalement. Le Soleil éclaire Titan à droite avec un angle de 66°. Puisque le Soleil est à l'aplomb de l'hémisphère Sud, le pôle Nord se trouve, à la transition jour-nuit et incliné de 25°.

    Au-dessous, nous voyons une cartographie de la brillance des zones de l'hémisphère photographié au-dessus, prises à la longueur d'onde de 1 018 nm, c'est-à-dire dans le spectre du proche infrarouge. Cette cartographie est issue d'images prises par le télescope Hubble entre 1997 et 1998. La résolution est de 300 km/pxl. La colorimétrie indiquent les différences de réflectivité. Du sombre au clair, la couleur progresse du bleu foncé (le plus sombre), au bleu, puis vert, jaune, rouge et enfin rouge foncé (le plus brillant). La zone caractérisée par le rouge serait un large continent qui s'étend de 60° à 150° de longitude Ouest et s'appelle Xanadu. Il n'est pas certain que Xanadu soit une chaîne de montagnes, un bassin géant, une plaine ou une combinaison des 3. Il est possible que ce soit un lac d'hydrocarbures, mais rien n'est sûr. Ce qui est certain, selon les images prises avec les télescopes terrestres, c'est que c'est la région la plus brillante de Titan. En comparant les images de Cassini et la carte de Hubble, Xanadu est visible comme la zone la plus brillante sur la droite. La zone bleu foncé qui s'étend du Nord-Ouest au Sud-Est de 210 degrés à 250 degrés de longitude Ouest et la zone brillante jaune-verte qui s'étend de l'Est (à droite) au  Sud-Ouest par 50° de latitude Sud et de  180 à 230 degrés de longitude Ouest  sur la cartographie de Hubble, sont visibles sur l'image de gauche.

   Il est remarquable que la surface soit visible depuis Cassini lors de son approche, alors que ce n'est pas la distance la plus favorable pour l'observer. Ces observations précoces sont encourageantes pour ce qui va se produire dans les mois à venir. Les chercheurs attendent une qualité 5 à 10 fois supérieure. La première opportunité de voir avec une résolution meilleure que 2 km/pxl se produira le 2 juillet lors du survol du pôle Sud de Titan à 350 000 km, seulement 36 heures après le passage dans les anneaux de Saturne.

8. Saturne et Titan

http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/titan/images/image10.jpg

  Saturne apparaît majestueuse et sereine sur cette première image en couleurs composite réalisée par la sonde Cassini 20 mois avant son arrivée du 1er juillet 2004. La planète se trouvait à 285 millions de km de la sonde spatiale, ce 21 octobre 2002, lorsque les ingénieurs testaient les différents filtres. C'est l'été dans l'hémisphère Sud. Le Soleil est à l'aplomb du 27e parallèle Sud et projette l'ombre de Saturne sur les anneaux et jusqu'à l'anneau A. Lorsque la sonde Voyager est arrivée, c'était le début du printemps dans l'hémisphère Nord. Plusieurs images montrèrent des marques appelés "Spoke" dans les anneaux, des nuages et des tourbillons dans l'atmosphère brumeuse et les satellites bergers. Rien de cela n'est visible sur l'image de Cassini-Huygens.

  Titan, à 1,2 millions de km de Saturne, est visible sur le haut de l'image. La résolution ne permet pas de voir d'autres satellites. Le traitement a amélioré dans un rapport de 3 la brillance de Titan par rapport à celle de Saturne. Titan est la clé de voûte du programme Cassini-Huygens. L'étude du satellite enveloppé dans une atmosphère brumeuse sera effectuée par la sonde Huygens lors des survols. Une instrumentation spéciale devra chercher sur le sol, la preuve d'un processus organique ou similaire, semblables à ceux qui se sont produits sur Terre, il y a 3 milliards d'années, lors d'une survie de quelques minutes par - 180° à - 200° C le 14 janvier 2005.

9. Fenêtres atmosphèriques

  Les premières vues fascinantes de la surface de Titan ont été obtenues par le télescope spatial Hubble (HST) dans les années 90. Depuis le sol, des images furent obtenues au cours des années 2001- 2 avec les télescopes Keck II et Gemini Nord et plus récemment avec le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO à l'observatoire du mont Paranal au Chili. Toutes ces observations ont été faites avec un filtrage bande étroite dans le proche infrarouge.

  Le choix des longueurs d'onde utilisées pour de telles observations est décisif sur la quantité de détails révélés sur les images. De façon optimale, les scientifiques recherchent une bande spectrale dans laquelle l'atmosphère est complètement transparente. Mais bien que les observations ci-dessus aient été faites dans les bandes strictement assorties aux fenêtres atmosphériques et montrent des caractéristiques de la surface, elles incluent également la lumière des différentes couches atmosphériques. Dans un sens, elles correspondent à voir la surface de Titan  à travers un écran quelque peu opaque ou, plus poétiquement, à la vision qu'aurait un marin d'autrefois apercevant pour la première fois un rivage inconnu à travers la brume côtière.

  Une " fenêtre étroite " est disponible dans le proche infrarouge à 1,575 µm de longueur d'onde. En février
2004, une équipe de recherche internationale travaillant avec le VLT a obtenu des images de la surface
de Titan dans cette fenêtre avec une résolution spatiale sans précédent et avec la plus basse contamination des constituants atmosphériques.

10.  L'atmosphère

   S'il est plus gros que Mercure, il n'a pas la moitié de sa masse. Cela lui vaut une vitesse d'évasion de 2,65 kms^-1 voisine de celle de la Lune, qui n'a pu conserver son atmosphère. Les très basses températures peuvent-elles expliquer ce fait, se demandent les chercheurs ? Cela semble vrai pour l'azote dont à - 180°C, les molécules ont une vitesse moyenne de 294 ms^-1, mais faux pour le méthane, dont aux mêmes conditions les molécules se meuvent à 389 ms^-1. Or, la rétention d'un gaz exige une vitesse de libération au moins égale à 7 fois la vitesse moyenne des molécules.

  Attendons les résultats de Cassini pour peut-être obtenir une explication.

  L'azote moléculaire peut avoir 2 origines:

• soit piégé sous forme de N² dans les clathrates du disque du proto Titan et il s'est libéré lors de l'accrétion,

• soit il est le résidu d'une atmosphère d'ammoniac NH³, progressivement photolysé par le Soleil, l'hydrogène, plus léger, s'échappant vers l'espace.

  Dans la seconde hypothèse, il aurait fallu que la température de surface soit inférieure à 150°K pour éviter la condensation de l'ammoniac. Cela était possible en présence d'un effet de serre, l'ammoniac bloquant le rayonnement infrarouge issu du sol. Quoi qu'il en soit, seul le méthane est le plus actif dans l'atmosphère de Titan. Les photons ultraviolet de longueur d'onde inférieure à 160 nm, cassent par photodissociation les molécules de méthane (CH⁴) en un atome d'hydrogène atomique (H) et un radical méthyle (CH³), tous les 2 étant très réactifs chimiquement. Il se produit ainsi des hydrocarbures tels éthane (C2H6), acétylène (C2H2) et éthylène (C2H4) en faibles proportions et aussi des polyacétylènes. Quelques atomes d'azote N, photodissociés à partir de N2 permettent la formation d'acide cyanhydrique (HCN), une des briques de la vie. Les hydrocarbures se condensent dans les régions plus froides, au-dessous de 200 km et finissent par former des particules de 0,2 à 1 µm, qui constituent la brume.

  Sur cette image du 3 juillet 2004, encerclé d'une brume stratosphérique pourpre, Titan apparaît comme une sphère légèrement rougeoyante. Des processus photochimique sont responsables de la présence de cette brume. Les images comme celle-ci révèlent certaines des étapes principales dans la formation et l'évolution de la brume de Titan. Les scientifiques pensent que le processus débute dans la haute atmosphère, aux altitudes au-dessus de 400 kilomètres, là, où le rayonnement UV décompose les molécules de méthane en azote. Les produits sont censés réagir pour des molécules organiques plus complexes contenant du carbone, de l'hydrogène et de l'azote qui peuvent combiner pour former les très petites particules perçues comme de la brume.

  L'image ultraviolette, ci-dessus, est en fausse couleur. Le corps principal orange pastel est vu presqu'en véritable couleur. Au-dessus du disque orange, nous remarquons deux couches distinctes dont la brillance et la couleur ont été amplifiées pour accentuer leur visibilité. Les 2 couches restent un mystère. Beaucoup d'autres questions seront débattues au cours de ces 4 prochaines années. Le vol d'octobre 2004 sera 30 fois plus proche que celle du 3 juillet.

   Sur une cartographie en lumière visible et infrarouge, le spectromètre de Cassini a vu (image ci-dessous, jour et nuit, des lueurs dont la taille représentait le 1/6 du diamètre de Titan, alimentées par des émissions de méthane et de monoxyde de carbone issus de la mince atmosphère qui s'étend à plus des 700 km attendus par les scientifiques. Cependant, la lueur brillant constamment au-dessus du côté nuit de Titan, a étonné des scientifiques. De plus Titan est rayonne en permanence en infrarouge. Une fois sur place, si notre vision nous permettait de voir ce rayonnement, il y ferait jour en permanence.

    Cette image, acquise lors du survol du 2 juillet, est la résultante d'une combinaison en fausse couleur  montrant la lueur atmosphérique enveloppant Titan, dans le proche infra-rouge. 

11. Structure et composition de l'atmosphère 

http://www.nasm.si.edu/research/ceps/etp/saturn/satimg/SAT_P23108titan.jpg

http://solarsystem.estec.esa.nl/planetary/planetary_page.htm#welcome

http://www.pha.jhu.edu/~reth/images/kurtsaturn.gif

   Les différentes couches de l'atmosphère se situent aux altitudes suivantes:

• Couche supérieure entre 153 km et 120 km
• Atmosphère moyenne entre 120 km et 18 km
• Basse atmosphère 18 km et 7 km
• Proximité de surface 7 km et la surface

   La distribution verticale des composés neutres de l'atmosphère de Titan a été calculée par Luisa Lara et Francesca Ferri (1996) au moyen d'un nouveau modèle photochimique s'étendant de 40 à 1 432 km. Ce modèle s'est servi de nombreuses réactions réactualisées. Il inclut également un traitement réaliste de la dissociation de l'azote (N²), du dépôt de l'eau dans l'atmosphère par usure météoritique et des processus de condensation. La sensibilité des résultats au coefficient de diffusion des remous a été étudiée. L'approvisionnement du profil thermosphérique du méthane (CH⁴) et l'abondance stratosphérique des hydrocarbures principaux, exige un mélange stratosphérique du méthane de 1,5 à 2% plutôt que 3%. Le profil du gaz carbonique (CO²) observé, peut être modélisé en imaginant une source extérieure d'eau issue d'un modèle pour calculer le flux interplanétaire de la poussière dans l'atmosphère de Titan, combinée avec un modèle d'usure des cristaux de glace d'eau. Cela donne un afflux d'eau de ~ 3.10⁶ cm^-2 s^-1 en excellent accord avec la plus récente estimation de l'apport d'eau pour Saturne, favorisant le composant interplanétaire et la source principale de l'oxygène à alimenter les atmosphères externes (Coustenis et al. 1998). Dans un récent rapport, Lara et al. (1998) ont modélisé le profil vertical de l'acide cyanhydrique (HCN) de l'atmosphère de Titan en présence d'une perte significative de N dans le brouillard. La compréhension de la perte de HCN dans le brouillard, aide à résoudre l'incapacité du modèle de reproduire simultanément les abondances observés du cyanure d'hydrogène (acide prussique) et des hydrocarbures. Le rapport C/N dans le brouillard, calculé à partir du modèle (1,7 à 2) est en accord avec les plus récentes simulations en laboratoire.

  Une étape suivante sur la compréhension de l'atmosphère de Titan fut le développement d'un modèle couplé avec l'atmosphère supérieure et l'ionosphère par Banaszkiewicz et al (1998). Le modèle ionosphérique inclut tous les processus physiques appropriés pour les composants neutres et ionisés. Le principal résultat  concernant l'ionosphère est l'apparition  de pics ionosphériques d'environ 8 000 électrons cm^-3 à environ 980 et 1 000 km. La densité maximale des électrons, plus grande que prévue, est causée par un angle solaire, utilisé dans les recherches, plus petit au zénith (30° à la place de 60°), lequel est en faveur d'une pénétration plus profonde de l'ionisation solaire dans l'atmosphère. 

  Parallèlement un modèle  ionosphérique de l'atmosphère inférieure de Titan a été développé. Les composants dans cette zone sont ionisés par l'impact des rayons cosmiques galactiques, dont la puissance de pénétration est plus élevée comparée au rayonnement UV ou aux électrons magnétosphériques de Saturne. En conséquence, un pic d'ionisation est formé à 90 kilomètres d'altitude, avec une densité maximum de 2 150 cm^-3 électrons.

  A noter que les modèles développés pour Saturne furent utilisés pour Pluton lequel possède une atmosphère comparable (Lara et al. 1997).

Références

Lara, L.M. et al., 1999, A&A, 341, 312

Lara, L.M., et al., 1997, Icarus, 130, 16.

12. Les nuages de Titan

  Les équipes d'astronomes du California Institute of Technology (Caltech) et de l'université de Berkeley, Californie, ont découvert des nuages de méthane près du pôle du sud de Titan, résolvant ainsi des discussions enflammées sur leur existence.

   Les nouvelles observations ont été faites, en décembre 2001, en utilisant le télescope Keck II de 10 mètres et le télescope de 8 mètres  Gemini Nord installés sur le volcan Mauna Kea d'Hawaï. Les deux télescopes sont équipés d'une optique adaptative qui a permis de voir des détails sans précédent. Les résultat furent publiés dans la revue "Nature" le 19 décembre par les équipes du Caltech et le 20 décembre dans le Astrophysical Journal par les équipes de Berkeley et du Nasa Armes Center.  Les nouvelles observations ont été faites, en décembre 2001, en utilisant le télescope Keck II de 10 mètres et le télescope de 8 mètres  Gemini Nord installés sur le volcan Mauna Kea d'Hawaï. Les deux télescopes sont équipés d'une optique adaptative qui a permis de voir des détails sans précédent. Les résultat furent publiés dans la revue "Nature" le 19 décembre par les équipes du Caltech et le 20 décembre dans le Astrophysical Journal par les équipes de Berkeley et du Nasa Armes Center. 

  Auparavant, des observations spectroscopiques avaient laissé entendre que l'existence de nuages sur Titan était possible, mais n'avaient donné aucun indice de position. Ces premières données ont été chaudement débattues, puisque les mesures de Voyager avaient montré une atmosphère calme et sans nuage. En outre, les images précédentes de Titan n' en avaient indiqué aucun, trouvant seulement des particularités inchangées en surface et des changements saisonniers très progressifs de la nébulosité.

   Les améliorations de la résolution et de la sensibilité des télescopes terrestres ont mené à la découverte actuelle. Les observations ont employé l'optique adaptative, dans laquelle un miroir flexible, actionné par des vérins pilotés par ordinateur,  compense rapidement les déformations provoquées par turbulence atmosphérique terrestre. Ces déformations provoquent le scintillement bien connu des étoiles. En utilisant le système d'optique adaptative, les détails de 300 kilomètres sont visibles à 1,3 milliards de kilomètres, équivalent à lire un permis de conduire à une distance de 100 kilomètres.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06112

   Les images de ces nuages au-dessus du pôle sud ont fait apparaître des changements de brillance allant de quelques heures à plusieurs jours. Cette image mesure 450 kilomètres de large. Les plus petits détails font 10 kilomètres. Titan possède un rythme saisonnier bien que ces saisons durent 30 fois plus longtemps que sur Terre. Cela est dû à l'orbite de Saturne  qui tourne en 29 ans 167 j 6,7 h à la vitesse de 9,6724 kms^-1 autour du Soleil. L'année dure donc presque 30 années terrestres. Actuellement, c'est le milieu de l'été dans l'hémisphère sud et le pôle sud est éclairé par le Soleil pendant environ 7 années terrestres. Les chercheurs pensent que ce fait peut expliquer la localisation des grands nuages. Pour Antonin Bouchez, un des chercheurs du Caltech, ces nuages ressemblent aux nuages des orages d'été sur Terre, mais au lieu d'être composés d'eau, ils sont constitués de méthane. Pour lui, c'est la première fois qu'un cycle atmosphérique analogue au cycle de l'eau sur Terre, serait trouvé dans le Système solaire.

    En plus des nuages au-dessus du pôle sud, les images du Keck montrent, comme des données précédentes le laissaient supposer, un continent très brillant de la taille de l'Australie, qui pourrait être une montagne gelée, entouré de régions sombres, qui pourraient être des océans d'éthane ou des terres recouvertes de goudron. Michael Brown, professeur d'astronomie planétaire et auteur d'un article sur le sujet, est enthousiasmé à la vue de ces images, car pour lui, elles sont les plus spectaculaires obtenues de la surface. Elles sont si détaillées que les spéculations sur une géologie de Titan, lorsque l'énigme des surfaces brillantes et sombres sera résolue par les sondes Cassini et Huygens, pourront commencer.

   Cassini recherchera les nuages de Titan, au cours de sa vie (4 ans) autour de Saturne. Les changements dans leur distribution au cours de la saison suivante aideront à expliquer le processus de leur création. Huygens devrait se poser non loin du continent brillant.

Press Release from Caltech Media Relations

http://pr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12323.html

13. Vents

    Afin d'aider les scientifiques qui préparent l'arrivée de Huygens sur le sol de Titan, les Japonais, avec leur télescope Subaru (8,2 m) installé à Hawaï sur le Mauna Kea, ont mesuré des vents de 756 km/h dans la stratosphère du satellite de Saturne. De nouvelles observations indiquent que le vent souffle dans la même direction que la rotation de Titan et que les vents stratosphériques sont plus faibles, environ 425 km/h,  près des régions équatoriales, comme le prévoient les modèles de jet-stream .

    Il est difficile mesurer à distance la direction des vents sur Titan  parce que l'atmosphère supérieure de Titan se compose d'une brume orange d'hydrocarbures (molécules d'hydrogène et de carbone) sans repères particuliers pouvant servir à détecter un mouvement. Ces mesures doivent compléter les mesures locales faîtes par la sonde Huygens au cours de sa descente. L'acquisition de la direction et de la vitesse des vents est importante pour comprendre la dynamique des atmosphères planétaires et en particulier la dynamique des corps qui tournent lentement, comme Titan dont la journée dure 16 jours terrestres.

    C'est avec le HIPWAC (Heterodyne Instrument for Planetary Wind And Composition) couplé au télescope que les japonais ont effectué les mesures. Le HIPWAC est un appareil qui peut mesurer la vitesse et la direction du vent en se basant sur les légères variations du rayonnement infrarouge des molécules en mouvement contenues dans l'atmosphère de Titan. Ce déplacement provoque une modulation de la fréquence interrogatrice, tout comme la variation de la fréquence sonore du train qui s'approche, puis qui s'éloigne de l'observateur. C'est l'effet Doppler-Fizeau, plus connu sous le nom de Doppler. Doppler et Fizeau sont deux scientifiques qui ont étudié le phénomène. Le décalage de fréquence est proportionnel au déplacement. Aussi sur Titan, le déplacement des molécules modulent le rayonnement infrarouge que le HIPWAC traite pour en extraire la vitesse et le sens du vent. Pour obtenir une précision acceptable le HIPWAC possède une résolution spectrale 200 fois supérieure aux appareils terrestres actuels et il est capable de discriminer une fréquence parmi 100 millions.

    En plus des Japonais, l'université de Maryland, l'université de Hawaï, l'université de Cologne (Allemagne) et le Challenger Center for Space Science Education ont participé aux recherches.

14. Chandra a vu l'atmosphère de Titan

http://chandra.harvard.edu/photo/2004/titan/titanpathcomp_scale.jpg

    Il est rare qu'un objet passe dans la ligne de mire de la Terre. Pourtant, le 5 janvier 2003, Titan est venu occulter partiellement la nébuleuse du Crabe, qui est un puissant émetteur de rayons X. Ainsi, le satellite en bande X Chandra a pu déterminer que l'atmosphère de Titan s'étendait à 880 km soit plus de 10% que ce que les chercheurs pensaient, selon les mesures effectuées en 1980 par la sonde Voyager. Le passage de Titan (diamètre de 1 seconde d'arc = pièce de 10 cts à 4 km) a diminué le flot de rayons X issus de la nébuleuse. Cette diminution est proportionnelle à la taille du satellite de Saturne et de son atmosphère. Tous les 30 ans Saturne et Titan passent "à proximité" de la nébuleuse du Crabe. C'est la première fois que ce phénomène fut visible depuis la Terre. La prochaine fois ce sera en 2267. Il était temps de faire une radio.

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