Hypérion, Japet, Encelade et Titan : toujours plus de molécules organiques, de lacs et d'océans

Hypérion est un petit satellite de Saturne (328 x 260 x 214 km) que nous avons déjà évoqué. La Nasa a publié le 4 juillet 2008 un article donnant le résultat d'études spectrales précises.

Les conclusions de cet article sont les suivantes.

Source - © 2005-2007 NASA/JPL/SSI / NASA/JPL/Univ. of Arizona/Ames/SSSI

Figure 1. Image classique et image en fausses couleurs d'Hypérion, satellite de Saturne

Dimensions d'Hypérion : 328 x 260 x 214 km. On peut noter la présence d'une substance très sombre au fond de certains cratères.

Dans l'image en fausses couleurs, le bleu représente la glace d'H₂O pure, le rouge la glace de CO₂ pure, le violet un mélange des deux, et le jaune un mélange de glace de CO₂ et d'hydrocarbures de nature inconnue. On remarque que les affleurements d'hydrocarbures coïncident avec les taches noires situées au fond des cratères.

Environ le tiers de la surface de Japet (1436 km de diamètre) avait été survolé et imagé à haute résolution en 2005. Ce qui caractérise la géologie de ce satellite de Saturne, c'est une énorme tache sombre qui occupe le quart de sa surface, tache qui semble constituée d'un placage de matière organique (hydrocarbures lourds). Cette tache sombre est parfaitement centrée sur la face "avant" de Japet (voir figure 3) et elle est parcourue en son centre par une ride exactement en position équatoriale (voir figure 2).

Source - © 2005 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié Figure 2. La tache noire de Japet, photographiée en 2005 Japet a un diamètre de 1436 km. Les pôles N et S sont constitués de glaces claires, "propres". La région équatoriale est constituée de glaces très "sales", très riches en matière organique. Une ride parfaitement équatoriale (flèches oranges) parcourt le milieu de cette tache brune.

Source - © 2007 Pierre Thomas Figure 3. Position de la tache sombre de Japet, centrée sur sa face "avant" Japet tourne sur lui-même avec la même période qu'autour de Saturne (79 jours). Le point représenté par un astérisque est toujours au centre de la face qui se trouve en avant de Japet vis-à-vis de son mouvement autour de Saturne.

Source - © 2008 NASA/JPL/Space Science Institute Figure 4. État en janvier 2008 de la carte topographique de Japet, satellite de Saturne Le méridien 0° correspond au méridien passant au centre de la face dirigée vers Saturne (face "visible" pour un "saturnien"). Le méridien 90° passe par le centre de la face "avant". L'astérisque rouge correspond au centre de cette face "avant". L'ellipse rouge correspond à une ellipse centrée sur ce centre de la face "avant" et allant de 0 à 180° de longitude. La tache sombre se voit très bien, et coïncide approximativement avec cette ellipse rouge. La ride équatoriale est également très visible. Elle s'étend approximativement sur 150° de longitude sur cette face "avant".

L'origine de cette tache noire située sur la face "avant" de Japet et de la ride située parfaitement en son centre est très problématique. On peut proposer que la tache sombre est d'origine externe, exogène. Si Japet a traversé au cours de son histoire une région riche en poussières organiques, la face avant en aura plus reçu que la face arrière, comme la vitre avant d'une voiture reçoit plus de gouttes de pluie que la vitre arrière lorsqu'elle avance. On explique bien ainsi la position de la tache noire. Mais pourquoi cette ride parfaitement en son centre ?

L'origine de la ride et de sa position pose aussi des problèmes. La seule hypothèse qui explique (un peu) sa morphologie et sa position est la suivante : au début de son histoire, Japet aurait eu une période de rotation très rapide (une dizaine d'heures). La synchronisation de sa rotation avec la période de révolution autour de Saturne aurait considérablement ralenti cette rotation de Japet sur lui même (79 jours). Japet aurait eu une forme très elliptique, avec un bourrelet équatorial prononcé. Le ralentissement aurait fait disparaître ce bourrelet équatorial. Le rayon de courbure au niveau équatorial aurait diminué, ce qui aurait engendré la ride, une espèce de « méga ride de pression » en quelque sorte (cf. définition d'une ride de pression dans un précédent article de telles structures sur Encelade - fig. 24 et 25). Cette hypothèse pose au moins deux problèmes en plus de la relation ride-tache sombre : pourquoi la ride ne fait-elle pas le tour de Japet et est-elle absente sur au moins 90° de longitude, au centre de la face "arrière" ? Pourquoi d'autre planètes (Mercure) ou satellites dont la vitesse de rotation a elle aussi ralenti n'ont pas de telle ride ?

Pour expliquer l'origine de la tache sombre, on peut aussi proposer que la ride d'origine "tectonique" a fonctionné comme une fissure volcanique et qu'elle a craché des hydrocarbures lourds qui ont recouvert les régions environnantes. La tache sombre aurait alors une origine endogène, et on expliquerait la position de la ride au centre de la tache. Mais alors pourquoi cette ride est-elle parfaitement centrée sur la face avant ?

Un deuxième survol rapproché a eu lieu en septembre 2007. La région couverte est juste adjacente (à l'Ouest) de la région couverte en 2005. On y voit la terminaison occidentale de la tache noire. On voit aussi que la ride disparaît au même endroit que la tache sombre.

Source - © 2007-2005 NASA/JPL/Space Science Institute (gauche, droite)

Figure 5. Montage de deux images des survols haute résolution de Japet, satellite de Saturne

La tache sombre disparaît à l'Ouest de la zone survolée en 2007. La ride, présente sur le tiers survolé en 2005 disparaît au même endroit que la tache sombre. Les sommets de la ride sont clairs dans sa partie la plus occidentale, là où la tache disparaît (survol 2007).

Les nouvelles images haute résolution ne résolvent pas tous les problèmes de Japet, loin de là. Si, sur une grande distance, la transition clair sombre est progressive, dans le détail, cette transition est très nette. Il y a des terrains sombres, d'autres clairs, mais aucun n'est intermédiaire. On passe du blanc au sombre par augmentation du pourcentage de terrains sombres.

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute

Figure 6. Transition entre les terrains clairs et sombres à la surface de Japet, satellite de Saturne

La limite entre les deux types de terrains est très nette ; il n'y a pas d'intermédiaires. On passe des terrains globalement clairs au terrains globalement sombres par augmentation de la proportion de « taches » de terrains sombres sur un fond clair.

Dans la zone de transition, le matériel sombre se situe préférentiellement au fond des cratères. Il est également présent sur les flancs internes des cratères, mais de façon dissymétrique. Dans l'hémisphère Nord, ce sont les flancs exposés au Sud qui sont noirs ; dans l'hémisphère Sud, ce sont les flancs exposés au Nord qui sont noirs (cf. figures 5 et 7). Cela suggère que ce matériel sombre provient d'un placage directionnel de poussières organiques sombres, poussières venant de la région équatoriale (où se trouve le centre de la face avant et la ride). Cela ne permet pas de trancher entre les origines exogène ou endogène.

La netteté des contacts clair-sombre peut s'expliquer. Les terrains sombres absorbent mieux le rayonnement solaire que les terrains clairs ; ils sont donc plus chauds. Glaces d'H₂O et de CO₂ s'y subliment plus, et les composés sombres, non volatils, s'y concentrent. Les sublimés qui s'échappent des terrains sombres vont se déposer sous forme de glaces d'H₂O et CO₂ sur les terrains clairs, plus froids. Ce processus va favoriser l'assombrissement des terrains sombres et l'éclaircissement des terrains clairs.

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié

Figure 7. Dissymétrie des dépôts sombres dans les cratères à la surface de Japet, satellite de Saturne

Dans l'hémisphère Nord, ce sont les flancs exposés au Sud qui sont noirs ; dans l'hémisphère Sud, ce sont les flancs exposés au Nord qui le sont. Cela suggère l'arrivée du matériel sombre en provenance de l'équateur. Une arrivée « exogène » ou « endogène » provoquerait la même dissymétrie.

Cassini a pris des images en gros et très gros plan sur la ride. Les sommets de la ride aux extrémités Ouest et Est de la tache sombre ne sont pas recouverts de matériel sombre (cf. figure 8). Cela ne favorise pas l'origine volcano-tectonique endogène, le sommet de la ride, potentiellement émettrice de poussières organiques, devant être théoriquement au moins aussi sombre que l'environnement. Mais pourquoi les dépôts sombres dans la zone de transition sont-ils cantonnés aux zones basses (fonds des cratères, bas de la ride ) ?

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié

Figure 8. Gros plan sur la terminaison Ouest de la ride de la face avant de Japet, satellite de Saturne

Les sommets de la ride à l'Ouest de la tache sombre ne sont pas recouverts de matériel sombre. Cela ne favorise pas l'origine volcano-tectonique endogène. En effet, le sommet de la ride potentiellement émettrice de poussières organiques devrait être théoriquement au moins aussi sombre que l'environnement.

Les images en très gros plans sont saisissantes, mais n'éclairent pas beaucoup sur l'origine de la ride. Tout au plus voit-on parfois un éventuel excès de cratères sur certaines portions de la crête. Cet excès de cratères ne peut avoir une origine météoritique. Mais cela peut être des cratères de soutirage à l'aplomb d'une fissure sommitale, ou des cratères volcaniques (volcanisme émettant eau et/ou hydrocarbures).

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute , modifié Figure 9. La ride de Japet, satellite de Saturne Cette ride mesure en moyenne une dizaine de km de haut.

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié Figure 10. Plan rapproché sur la ride de Japet Cette ride mesure en moyenne une dizaine de km de haut. Sur les deux fragments de ride du premier plan, on peut noter un léger excès de dépressions sommitales (cratères de soutirage, ou cratères volcaniques ?).

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié Figure 11. Gros plan sur la ride de Japet Cette ride mesure en moyenne une dizaine de km de haut.

Encelade (500 km de diamètre) a déjà été survolé de près 3 fois (février, mai et juillet 2005). Ces survols ont révélé un satellite extraordinairement actif (voir l'article sur Titan et Encelade de février 2005 et l'article sur Encelade de septembre 2005). En novembre 2005, des images prises de loin et à contre-jour (lumière diffusée) ont montré qu'il existait des volcans actifs dans la région du pôle Sud (voir volcanisme sur Encelade).

Source - © 2008 NASA/JPL/Space Science Institute

Figure 12. La meilleure image à ce jour des panaches volcaniques issus de la région du pôle Sud d'Encelade, satellite de Saturne

Image traitée pour reconstituer le plus possible les couleurs réelles et la finesse des jets.

Des analyses faites de loin ont montré que les panaches volcaniques contenaient H₂O, CO₂, CH₄, C₃H₈, C₂H₂… (voir la partie panaches d'Encelade de l'article de mars 2007).

Un survol rapproché était programmé pour le 12 mars 2008 ; il était possible de faire traverser un de ces panaches volcaniques par la sonde Cassini. Pour préparer ce survol, il a fallu carter précisément ces panaches, connaître leur densité… La sortie de cette vapeur d'H₂O étant invisible sur les images classiques, mais seulement en lumière diffusée (où la surface n'est pas visible), deux méthodes ont été utilisées pour reconstituer ces jets :

Cette deuxième méthode et le résultat global sont résumés sur la figure ci-après. Les jets de vapeurs sortent par les « rayures de tigre », grandes failles affectant la région du pôle Sud.

On peut noter que l'Union Astronomique Internationale a décidé (en 1983, après les missions Voyager) de nommer tous les éléments morphologiques des satellites de Saturne d'après des noms tirés des grandes « légendes » du patrimoine mondial. Pour Téthys, par exemple, ce sont des noms tirés de l'Odyssée ; pour Japet, ce sont des noms tirés de la Chanson de Roland. Pour d'Encelade ce sont des noms tirés (traduction en langue anglaise) des Mille et une nuits. Les rayures de tigre, comme tous les fossés, doivent avoir des noms de villes. En 1983, un seul fossé avait été identifié et nommé Bassorah. Les quatre rayures de tigre découvertes en 2005 ont été nommées Alexandria, Cairo, Baghdad et Damascus. Depuis, la politique étrangère américaine a changé ; pas celle de l'UAI.

Source - © 2008 NASA/JPL/Univ. of Colorado/SSI (haut, bas), modifiés

Figure 13. Principe (en bas) et résultats de la méthode d'occultation d'étoile pour la localisation de panaches du pôle Sud d'Encelade, satellite de Saturne

Le 24 octobre 2007, le mouvement relatif d'Encelade et de Cassini a amené le passage d'une étoile brillante (Zeta Orionis) derrière les jets de vapeur surmontant le pôle Sud. La mesure de la variation apparente de l'éclat de cette étoile a permis de localiser ces jets avec précision et d'en évaluer la densité. Couplé avec des méthodes stéréoscopiques, cela a permis de positionner ces jets par rapport à la topographie de cette région australe connue depuis juillet 2005. En octobre 2007, les jets de vapeurs sortent principalement des rayures Damascus, Baghdad et Cairo, comme cela est reporté sur la figure du haut. Le trait bleu de cette figure du haut visualise le trajet apparent de l'étoile derrière les jets. Les lettres correspondent à des temps auxquels la sonde a fait des mesures particulières.

Le 12 mars 2008, Cassini a tangenté Encelade à 50 km et a traversé un panache volcanique à 200 km au-dessus du sol.

Source - © 2008 NASA / JPL

Figure 14. Trajectoire de Cassini, 12 mars 2008, au-dessus d'Encelade et de ses panaches

Quels sont les premiers résultats de ce survol ?

Les images classiques montrent des paysages « classiques » pour Encelade, sans grande nouveauté après un examen rapide.

Les détecteurs infra-rouge ont été utilisés au maximum de leur résolution, ce qui a permis de faire une carte thermique précise de la région du pôle Sud.

En traversant le panache, Cassini a mesuré la densité de particules de glaces (principalement H₂O) le long de sa trajectoire. Le nombre de particules est passé brutalement de 10³ à 10⁷ par cm³ en traversant le jet volcanique.

Le spectromètre de masse, initialement prévu pour mesurer la composition de la très haute atmosphère de Titan a pu mesurer la composition des gaz présents dans le panache. La NASA a publié des résultats préliminaires : elle a identifié H₂O (plus de 80 % des molécules), CO₂ (8%), CO (5%), molécules organiques en C1 (environ 2%), molécules organiques en C2 (environ 2%), molécules en C3 (environ 1%). La NASA ne parle (dans ces résultats préliminaires) ni de NH₃ ni de molécules organiques plus complexes.

Source - © 2008 NASA/JPL/Space Science Institute Figure 15. La région du pôle Nord (PN) d'Encelade Photographie prise pendant l'approche de la sonde Cassini, 12 mars 2008.	Source - © 2008 NASA/JPL/GSFC/SwRI/SSI Figure 16. Carte thermique du pôle Sud d'Encelade Les zones en gris ont une température "normale" (environ 70K = -203°C). La zone la plus chaude, près du centre de Damascus a une température de 180K (= -93°C), soit 110°C de plus que l'environnement. Carte établie lors du survol du 12 mars 2008.
Source - © 2008 NASA/JPL/SwRI/SSI Figure 17. Densité des particules de glace mesurée en traversant les panaches volcaniques du pôle Sud d'Encelade Mesures issues du survol du 12 mars 2008	Source - © 2008 NASA/JPL/SwRI Figure 18. Abondance relative des différentes molécules gazeuses rencontrées lors de la traversée des panaches volcaniques d'Encelade Mesures issues du survol du 12 mars 2008

Attendons des résultats plus affinés, complets et précis.

Il y a eu une quinzaine de survols rapprochés de Titan (5150 km de diamètre) depuis le printemps 2007. Ces survols n'ont pas révolutionné ce qu'on connaissait déjà, mais précisé/confirmé bien des points.

De nouveaux secteurs de Titan ont été photographiés en IR, avec toujours des plaines sombres (champs de galets et de dunes de sables de glaces très riches en hydrocarbures) et des régions claires (glace d'H₂O plus « propre »).

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute, modifié

Figure 19. Le secteur d'Adiri, vue IR en fausse couleur, sur Titan

Fausses couleurs par analogie avec la couleur du site d'atterrissage de Huygens. Vue centrée vers 240° de longitude.

Les terrains sombres correspondraient à des champs de dunes de sables de glaces très riches en hydrocarbures, et les régions claires seraient constituées de glace d'H₂O plus « propre ».

La carte globale de Titan se bâtit donc petit à petit au cours des survols.

Source - © 2007 NASA/JPL/Space Science Institute

Figure 20. Carte globale de Titan, satellite de Saturne

État en octobre 2007. Cette carte est établie avec les données infra-rouge. Le pôle Nord, plongé dans la nuit, n'est pas carté en IR.

De nouveaux survols radar ont confirmé la présence de figures d'écoulements, de très probables lacs constitués d'un mélange de méthane et d'éthane liquides, surtout présents près du pôle Nord, dans la région actuellement plongée dans la nuit polaire hivernale. Un petit lac a aussi été découvert près du pôle Sud (actuellement en été).

La zone couverte par les images radar à haute résolution en ce début 2008 représente environ 20% de la surface de Titan.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 21. Figure d'écoulement sur Titan, satellite de Saturne Cette image radar (prise le 20 décembre 2007) couvre une surface de 620 x 270 km. Elle est localisée vers 76,5° lat. Sud et 32,5° long. Ouest.	Source - © 2007 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 22. Bord d'un lac, avec côte découpée, archipel d'îles … sur Titan Cette image radar, prise en mai 2007, couvre une surface de 160 x 270 km. Elle correspond au rectangle rouge de la mosaïque radar ci-dessous.
Source - © 2008 Steven Hobbs (Brisbane, Queensland, Australia) Figure 23. Vue d'artiste d'un bord de lac sur Titan, avec côte découpée, archipel d'îles…
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASI/USGS Figure 24. Mosaïque des bandes radar couvrant la région du pôle Nord de Titan, satellite de Saturne État en octobre 2007. Fausses couleurs : bleu foncé et noir = « lac » , jaune = « terre émergée ». Plus de 400 lacs probables sont identifiés. Le plus grand d'entre eux mesure environ 100.000 km2 (1/5 de la France). Le rectangle rouge correspond approximativement à la figure 22. La zone entourée de bleu correspond à la zone où l'on dispose du relief (figure suivante). Source :	Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASI/USGS Figure 25. Image radar (à gauche) et carte topographique (à droite) d'un secteur de la région du pôle Nord de Titan, satellite de Saturne Zone correspondant à la zone entourée de bleu de la figure précédente. Il s'agit d'une zone où deux passages radar (février et avril 2007) ont permis une couverture stéréoscopique, donc d'avoir le relief. Les altitudes sont données par rapport au niveau 0 m, qui correspond à une sphère de rayon 2575 km. Dans cette région, les altitudes s'échelonnent de –1200 m à + 80 m, soit ~1300 m de dénivelé. On remarque que les zones correspondant aux très probables lacs sont bien les zones basses, et que les « îles » sont bien des zones hautes. Cela renforce l'idée que ces zones très sombres au radar (donc très lisses) seraient bien des étendues liquides.

Dans un NASA News du 13 février 2008, la NASA estime le volume total d'hydrocarbures superficiels sur Titan (lacs + impuretés des glaces sales). Elle propose que ce volume soit largement supérieur au total des réserves d'hydrocarbures terrestres (gaz naturel, pétrole…).

En plus des images arrivées cette année, les données anciennes sont exploitées. En particulier, des modèles thermiques sont élaborés, perfectionnés… Tous donnent à Titan la même structure interne. De l'extérieur vers le centre, on trouve les couches suivantes (les épaisseurs indiquées ici ne sont qu'approximatives) :

Source - © 2008 Pierre Thomas

Figure 26. Modèle de la structure interne probable de Titan, satellite de Saturne

Les chiffres indiqués ne sont que des épaisseurs approximatives.

Des données observationnelles viennent de confirmer indirectement l'existence d'un océan liquide sous la croûte de glace de Titan (NASA News du 20 mars 2008).

La rotation et la révolution de Titan sont synchronisées. Titan fait un tour sur lui-même (rotation) pendant qu'il en fait un autour de sa planète Saturne (révolution), et ce en 15,945 jours (terrestres). Tous les satellite du système solaire (dont notre Lune) sont dans cette situation, ce qui s'explique très bien par les forces de marées.

Depuis 3,5 ans que "radar" et" infra rouge" scrutent la surface de Titan, Titan a effectué environ 80 rotations-révolutions. Et au bout de ces 80 rotations, on s'est aperçu que des points morphologiques choisis comme repères s'étaient décalés d'une trentaine de kilomètres de la position qu'ils devraient avoir si rotation et révolution était parfaitement synchronisées. Il y a donc une importante dérive, indiquant un déphasage rotation/révolution. La seule façon physique d'expliquer ce déphasage, c'est de faire varier la vitesse de rotation de Titan sur lui-même, ce qui est relativement « facile ». Il "suffit" pour cela de déplacer de grandes masses sur ou dans Titan, à la suite de mouvements atmosphériques, de variations du volume des lacs et rivières, d'éruptions volcaniques… Ce phénomène est connu sur Terre, mais avec une amplitude beaucoup plus petite. Sur Terre, la variation de durée du jour est de l'ordre de 10^-4 à 10^-6 seconde par jour à cause des mouvements de l'atmosphère, des glaciers, d'El Ninio... Sur Titan, ce décalage de 30 km en 3,5 ans impliquerait une variation de la durée du jour titanien d'une trentaine de secondes par jour (titanien). De telles variations de la durée de rotation, si elle impliquaient l'ensemble de Titan, devraient mettre en jeu des mouvements de masses « colossales », difficilement imaginables. De telles variations sont plus facilement envisageables si on suppose que seule la croûte de glaces superficielles voit sa vitesse de rotation fluctuer, le gros de Titan (fer + silicates + glaces profondes de haute pression) continuant à tourner régulièrement. Si ce raisonnement est valable, cela impose que la croûte de glace superficielle de Titan forme une coque rigide, totalement désolidarisée du gros de la masse de Titan. Ce qui implique bien qu'un océan liquide sépare la croûte superficielle rigide du socle « solide » constitué de glaces "haute pression" + silicates + fer.

Cette dernière année de résultats de Cassini pose beaucoup de questions, comme l'origine du tandem "tache sombre + ride" de Japet…

Elle confirme au moins 5 points importants :

La juxtaposition de ces informations est riche de potentialités exobiologiques, ce que ne se prive pas de suggérer la NASA (NASA News, 26 mars 2008),sans bien sûr que l'on ait la moindre preuve d'une quelconque vie péri-saturnienne. Et en plus d'une vie « classique » basée sur une chimie en milieu aqueux, on peut même fantasmer une vie totalement exotique dans les lacs de méthane, le méthane liquide étant un bon solvant organique (non polaire il est vrai) pouvant permettre la réalisation de très nombreuses réactions (bio)chimiques en solution.

Source - © 2008 NASA / JPL

Figure 27. Le début du "Nasa News" évoquant « un monde de possibilités » quant à une vie sur Encelade et sur les autres satellites de Saturne

Il est tout à fait possible que la vie soit apparue sur Mars il y a 3 à 4 Ga, quand l'eau liquide y coulait. Des satellites de Jupiter, en particulier Europe, mais aussi Ganymède, contiennent très vraisemblablement des océans liquides sous une banquise. Il en serait de même sur Titan et Encelade. De quoi exciter la curiosité de tout « honnête homme » en général, de tout scientifique en particulier, et plus particulièrement de tout SVTiste.