Titan (lune)

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Titan (S VI Titan) est le plus gros satellite de Saturne et la seconde lune du système solaire après Ganymède, une des lunes de Jupiter. Son diamètre supérieur à celui de Mercure, Pluton, et la Lune, est assez proche de celui de Mars.
Titan (lune)

Titan (S VI Titan) est le plus gros satellite de Saturne et la seconde lune du système solaire après Ganymède, une des lunes de Jupiter. Son diamètre supérieur à celui de Mercure, Pluton, et la Lune, est assez proche de celui de Mars.

Chronologie

Titan a été découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655, il baptisa sa découverte simplement Saturni Luna (« lune de Saturne »). Plus tard, Jean-Dominique Cassini nomma les quatre lunes qu'il découvrit (Téthys, Dioné, Rhéa et Japet) Sidera Lodoicea (« les étoiles de Louis ») en l'honneur du roi Louis XIV. Les astronomes prirent l'habitude de les appeler Saturne 1 à Saturne 5. Ce n'est qu'en 1847 que Sir John Herschel, fils de William Herschel (découvreur de Mimas et Encelade en 1789), proposa que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (c'est-à-dire Saturne). En plus des observations effectuées depuis la Terre, l'étude récente de Titan s'est appuyée et s'appuie encore sur les données des 4 sondes spatiales qui ont étudié le satellite en même temps que le reste du système saturnien :
- la sonde Pioneer 11 en 1978 ;
- la sonde Voyager 1 en 1980 ;
- la sonde Voyager 2 en 1981 ;
- la sonde Cassini-Huygens, qui est en orbite autour de Saturne et qui a commencé son étude d'au minimum 4 années en 2004. Titan est l'un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens qui étudie actuellement Saturne, ses anneaux et ses satellites. La sonde Cassini-Huygens peut être décomposée en deux parties :
- l'orbiteur Cassini (NASA), qui tourne autour de Saturne. Il étudie Titan au cours de passages rapprochés (fly-by) à l'aide principalement des instruments RADAR et VIMS.
- le module d'exploration Huygens (ESA), qui lui est entièrement dédié à l'étude de l'atmosphère et de la surface de Titan. Il a fourni de nombreuses informations, le 14 janvier 2005, au cours de sa chute dans l'atmosphère de Titan depuis l'orbiteur Cassini jusqu'à la surface du satellite où il a atterri sans encombre. Titan est ainsi devenu le 5 astre sur lequel l'Homme a réussi à faire atterrir un engin spatial, après la Lune, Vénus, Mars et l'astéroïde Eros. Titan est le premier satellite d'une autre planète que la terre où un objet terrestre s'est posé. Il est également le 1 corps du système solaire lointain, au-delà de la ceinture d'astéroïdes, où un objet terrestre s'est posé. :Voir également : : Colonisation de Titan

L'atmosphère

Titan comparé à la Terre. La pression au sol de l'atmosphère de Titan est égale à une fois et demi celle de l'atmosphère de la Terre. Sa température de 94°K (-179 °C) atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Composition

Comme pour la Terre, le composant principal de l'atmosphère est le diazote (N2) avec une proportion allant de 90% à 98% selon les estimations. Les autres composés présents en quantités relativement importantes sont :
- le méthane (CH4) ;
- l'argon, un gaz rare (donc très difficile à observer, donc à quantifier) ;
- l'hydrogène moléculaire (H2), en quantité plus réduite ;
- le néon, en faible quantité également. La présence de composés organiques plus complexes a également été relevée. On y trouve des hydrocarbures comme l'éthane (C2H6), l'acétylène (C2H2) ou l'éthylène (C2H4), ainsi que des nitriles comme l'acide cyanhydrique (HCN) ou le cyanogène (C2N2). Selon les données transmises par la sonde Cassini-Huygens, l'atmosphère est composée de 94% d'azote et d'environ 5% de méthane. Les analyses ont aussi révélé la présence d'ammoniac, d'acide cyanhydrique et d'aérosols complexes signe d'intenses réactions chimiques.

Le cycle du méthane

Vue de Titan par la mission Cassini, le 26 octobre 2004. Cette mosaïque de 9 images montre des variations d'éclat de la surface de Titan, et des nuages lumineux près du pôle sud. La région la plus lumineuse du côté droit et la région équatoriale portent le nom de Xanadu. La surface semble jeune et il n'y a pas de cratère visible. La présence de méthane dans l'atmosphère de Titan en importante quantité (jusqu'à 10% pour les modèles les plus optimistes) est un fait plutôt étonnant. En effet, l'atmosphère de Titan détruit progressivement le méthane qu'elle contient selon un principe que l'on appelle le cycle du méthane. Les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. Étant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composés organiques en méthane. Celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante pour que la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan soit quasiment nulle. La présence de méthane en grande quantité dans l'atmosphère de Titan ne peut donc s'expliquer que par l'existence d'une source de méthane qui alimente l'atmosphère. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les années 1970 selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan.

Les aérosols d'hydrocarbure

Il existe une chimie de la haute atmosphère de Titan. Le méthane y est détruit ce qui conduit à la formation de molécules organiques complexes qui peuvent aller jusqu'à prendre la forme de polymères de type (HCN)n. Ces polymères sont suffisamment lourds pour tomber à la surface. Même si ces particules sont petites et n'ont pas un taux de production très élevé, de grandes quantités de ces tholins ont sédimenté à la surface avec le temps. Ces résidus atmosphériques peuvent même avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Il est à noter que les traces d'écoulement observées par Cassini et Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Ceci est expliqué par le fait que le fond de ces chenaux est vraisemblablement recouvert de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Les similitudes entre l'atmosphère de Titan et l'atmosphère primitive de la Terre

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 produire 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.

La surface

Vue du sol de Titan par la sonde Huygens, le 14 janvier 2005 (vraies couleurs, et noir et blanc). La surface de Titan a longtemps été cachée à nos yeux par l'épaisse atmosphère qui la recouvre. Avant l'arrivée de la sonde Cassini-Huygens, les seules images de la surface de Titan disponibles étaient celles prises par le télescope spatial Hubble qui permettaient seulement de distinguer la présence d'un grand continent. Cependant, de nombreuses informations concernant la surface de Titan ont été déterminées à partir notamment de l'étude de son atmosphère.

La glace

La densité de Titan est de 1, 88, ce qui signifie que ce n'est pas un satellite uniquement composé de glace. Il est probable que l'on puisse trouver à l'intérieur de Titan des silicates et du fer. Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la glace est le composant principal de la croûte de Titan (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). Cette surface glacée semble être le lieu d'un cryovolcanisme lié à l'énergie interne du satellite. Ces volcans de glace pourraient être à l'origine du méthane atmosphérique de Titan en crachant de façon régulière le méthane enfoui sous forme liquide ou solide (glace) sous la surface.

Le méthane liquide

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 a vu le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L'hypothèse d'un océan global d'hydrocarbures a même été envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infra-rouge et en ondes radio depuis la Terre ont réfuté cette possibilité. Cependant, la présence de lacs ou de mers d'hydrocarbures n'est pas exclue et les données de la sonde Cassini-Huygens n'ont pas encore rendu de verdict définitif à ce sujet. La présence de chenaux d'écoulement liquide tels que l'ont observé Cassini et Huygens montre que du méthane liquide a bien coulé à la surface de Titan sur laquelle des pluies d'hydrocarbures se sont donc abattues. Cependant, il n'a pas encore été déterminé si ces écoulements étaient le résultat d'un cycle météorologique du méthane ressemblant au cycle de l'eau sur la Terre ou à un cryovolcanisme qui éjecterait de grandes quantités de méthane dans l'atmosphère dont une partie retomberait à la surface sous forme de pluie, créant ainsi des écoulements sans nécessiter la création de grandes étendues liquides.

La mission Cassini-Huygens

Détails de la mission Cassini-Huygens La sonde Cassini-Huygens, lancée le 15 octobre 1997, a atteint les anneaux de Saturne en juillet 2004 au terme d'un périple de 3, 5 milliards de kilomètres à travers le système solaire. Elle est constituée du vaisseau spatial Cassini, affrété par la NASA qui devrait tourner pendant quatre ans autour de Saturne et de la sonde Huygens fournie par l'ESA (Agence spatiale européenne). La sonde, préparée durant 20 ans et d'un coût de 230 millions d'euros, s'est détachée du vaisseau le 25 décembre 2004 pour explorer Titan et plonger, le 14 janvier 2005, dans son atmosphère pour l'étudier, et au bout de deux heures de descente s'y poser, afin de fournir des informations plus précises sur le sol du satellite. La sonde avait à sa disposition six instruments pour scruter le satellite sous toutes ses formes et mieux connaître la composition de son atmosphère et de son sol. Les images livrées par les missions Voyager et les premières du vaisseau spatial Cassini nous ont montré que son sol est composé de zones brillantes et de zones sombres. Cela pourrait indiquer l'existence de continents gelés et de lacs d'hydrocarbures. L'eau existerait donc sous forme de vapeur et de glace d'eau mais en quantité très limitée. Les images montrent, à proximité de l'équateur, des formations géologiques apparaissant sur les images comme des sillons parallèles et réguliers, légèrement inclinés dans le sens est-ouest, et atteignant, pour certaines une longueur de km sur 150 mètres de haut. Ces dunes présentent des similitudes avec les champs de dunes des déserts du Sahara, de Namibie, de la péninsule arabique et de l'Australie. Selon Ralph Lorenz de l'Université de Californie, les vents de surface très faibles soufflant d'est en ouest seraient déviés et amplifiés par de puissants effets de marées de part et d'autres de l'équateur. Titan est trop éloigné du soleil pour que l'énergie émise par ce dernier puisse générer des turbulences, mais la force gravitationnelle liée au voisinage de Saturne est 400 fois plus forte que sur la Terre, la combinaison des deux phénomènes expliquerait ainsi comment sont formées ces dunes. Les sables titaniens seraient formés par l'érosion due aux violents orages de méthane ou d'éthane liquides qui sévissent sur la surface. Mais, selon Athena Coustenis de l'observatoire de Paris-Meudon, ces dunes sont formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, où les grains de sable sont formés de silice. De vents réguliers de faible puissance suffisent donc à mettre les sables titaniens en mouvement. Le 16 survol de Cassini au dessus du pôle nord de Titan a révélé la présence de plus de 75 lacs de méthane liquide. Ils apparaissent comme des structures sombres de forme irrégulière, atteignant parfois plusieurs dizaines de kilomètres. Ils sont associés à des chenaux et des dépressions topographiques et présentent différents niveaux de remplissage. Ces lacs extra-terrestres, les premiers découverts dans notre système solaire, confirment qu'un cycle hydrologique actif existe sur la surface et dans l'atmosphère de Titan. Les scientifiques savaient déjà que Titan possédait un cycle atmosphérique du méthane. Il ne leur manquait plus que la découverte de structures hydrologiques (lacs, rivières) pour confirmer qu'un cycle complet du méthane existe sur Titan, à l'image du cycle de l'eau sur terre.

Autres découvertes

Grâce aux données envoyées par la sonde Cassini, les astronomes en se basant sur les variations du champ magnétique de la planète Saturne — planète gazeuse sans surface solide visible et donc sans repère fixe — ont pu mesurer précisément la vitesse de rotation de la planète, soit 10 heures, 47 minutes et 6 secondes. Le jour saturnien gagne donc quelques minutes par rapport au calcul effectué lors du passage des sondes Voyager. La sonde Cassini doit aussi permettre de mieux déterminer la vitesse des vents sur la planète géante. ==
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