Mai 2005 – mai 2006, une année d'exploration de Titan et une première synthèse sur l'histoire de ce satellite de Saturne

La NASA a publié des images infra-rouge (IR) datant du survol d'avril 2005. Sur ces images prises entre 2 et 5 µm de longueur d'onde, on voit une zone particulièrement brillante, zone figurée en rose sur la figure 1. On peut interpréter cette brillance de 2 façons.

Il y aurait donc, selon cette seconde hypothèse une source de chaleur (un volcan crachant de la vapeur d'eau ?) dans cette région. Cette tache brillant vers 5 μm correspond à une zone claire en proche IR (0,938 μm, la longueur d'onde qui permet le mieux de "voir" à travers les nuages) (voir figure 2).

Le 2 juillet 2006, cette zone sera survolée de nuit, sans rayonnement solaire incident donc. Si cette zone est encore brillante à 2-5 μm, c'est qu'il s'agit d'une zone chaude. Si elle ne brille plus, c'est qu'il s'agissait d'une réflexion particulièrement intense du rayonnement solaire, ou alors que le volcan s'est "éteint" entre avril 2005 et juillet 2006.

En juin 2005, NASA et CNRS ont publié des résultats issus de l'exploitation du survol d'octobre 2004. L'équipe Cassini, qui comporte des chercheurs français, interprète une structure circulaire comme un "volcan", volcan d'H₂O et/ou de CH₄ (et autres hydrocarbures), bien sûr.

En juin 2005, le pôle Sud de Titan a été survolé de très loin.

La caméra IR a détecté, la zone la plus absorbante (rendue en noir sur les images) détectée à ce jour. Il s'agit d'une zone à contour net, près du pôle Sud, la zone éclairée la plus froide de Titan. Cette tache sombre est entourée de lignes concentriques ténues.

Il est possible d'interpréter cette structure comme un (éventuel ?) lac (de méthane -ou d'éthane- liquide), les lignes ténues pouvant correspondre à des paléo-lignes de rivage. Une comparaison avec la Mer d'Aral est même envisageable : le possible lac de Titan et la Mer d'Aral seraient en phase de retrait, parce que c'est l'été sur au pôle Sud de Titan (l'année dure 30 ans) et à cause des activités humaines pour la Mer d'Aral.

Depuis un an, il y a eu trois nouveaux survols de Titan avec utilisation du radar : septembre 2005, octobre 2005, et avril 2006. La figure 8 montre la localisation de ces trois survols, ainsi que des deux qui avaient précédé. Chaque survol ne couvre que quelques pourcentages de Titan. On découvre donc la surface de Titan (à haute résolution) que très progressivement. Chaque survol permet de répondre à des questions soulevées par les survols précédents, et en pose de nouvelles. Nous allons suivre l'ordre chronologique d'arrivée des informations, et des questions posées et résolues par les trois derniers survols radar.

Ce paragraphe sera rédigé sous la forme d'une suite d'images et de leur légende.

Survol de septembre 2005

Les quatre figures suivantes montrent quatre possibles équivalents terrestres des réseaux hydrographiques et des griffures de chat, équivalents pris sur Google earth : un réseau hydrographique, un champs de failles, un champ de dunes, et un champ de yardangs.

Survol d'octobre 2005

Ce survol d'octobre 2005 a été l'occasion, pour la première fois, d'avoir une couverture radar (hélas avec une très mauvaise résolution) de la zone d'atterrissage de Huygens et de faire des comparaisons entre les images IR (figures 23 et 24 gauche), les images radar (figure 24 droite et 25 droite) et les images prises dans le domaine du visible pendant la descente de Huygens. Le moins que l'on puisse dire c'est que la comparaison est loin d'être évidente, et qu'il est très difficile d'interpréter comparativement ces trois sortes d'images.

Survol d'avril 2006

Ce cinquième survol radar confirme la complexité de la géologie titanienne. Il a principalement concerné la région nommée Xanadu.

Cette partie se base sur les publications suivantes :

Tout au long de sa descente en janvier 2005, le module européen Huygens a analysé la température (figure 31), la pression (figure 32) et la nature des composés gazeux de l'atmosphère (figure 33) de Titan.

Dans cette gamme de pression et de température, la teneur de 5% en méthane est assez proche de la saturation. Au sol, l'atmosphère de Titan serait (relativement) aussi chargée en méthane que celle d'une forêt tropicale l'est en vapeur d'eau. Une légère augmentation de la quantité de méthane entraînerait donc sa condensation partielle, avec nuage, pluie…

Rappelons que la présence d'une telle quantité de méthane pose un problème majeur. En effet, celui-ci est photolysé par le rayonnement solaire et devrait disparaître en quelques millions d'années. Sa présence à une teneur proche de la saturation montre l'existence d'une source de méthane permanente. Et ce ne sont pas les quelques possibles petits lacs et marécages qui pourraient en produire autant par évaporation. D'où vient ce méthane ? Ce problème sera discuté dans la synthèse (provisoire) de l'histoire de Titan, ci-dessous.

Outre des composés gazeux, Huygens a mesuré l'abondance et la nature des aérosols en suspension dans l'atmosphère. Ces aérosols solides constituent la brume de Titan. Ils sont composés de macromolécules, sans doute issues pour partie de petites molécules naturellement polymérisées. Ces polymères ont pour origine la destruction (par le rayonnement solaire) du méthane et des autres petites molécules en radicaux CH₃·, N·, CO₂·… qui se polymérisent. En regardant, pendant sa descente, la lumière diffusée par ces aérosols dans une direction opposée au Soleil, Huygens a pu mesurer l'abondance des particules solides en suspension dans l'atmosphère. Ces particules ont été captées et pyrolysées, ce qui les a décomposées en petites molécules élémentaires. Ces molécules et radicaux élémentaires obtenues par pyrolyse des aérosols ont été analysées au spectrographe de masse. Elles ont un m/z aux environs de 2 (H₂), de 16 ( NH₂ probable), de 26 (CN probable), 40 (Ar probable) et 44 (CO₂). Ces particules d'aérosols sont donc constituées de macro-molécules solides, constituées de H, C, N et O. Hélas, Huygens n'était pas capable de déterminer la composition moléculaire de ces macro-molécules.

En descendant, Huygens analysait en permanence l'augmentation de pression partielle des différents composés, en particulier de l'azote, N₂, et du méthane, CH₄. Pendant la descente la pression de ces deux composés augmentait, ce qui est parfaitement normal. À l'atterrissage, la pression de N₂ est restée stable, mais celle du méthane a brusquement augmenté pendant environ 2 minutes. Cette augmentation suggère que l'atterrissage a libéré une "bouffée" de méthane qui a mis deux minutes à se dégager, à cause de l'augmentation de pression et/ou de température que l'atterrissage a occasionné sur le sol. Le sable (de glace) de Titan serait donc "mouillé" de méthane liquide.

La sonde était munie d'une lampe éclairant le sol en "lumière blanche + proche IR", ce qui a permis d'en obtenir un spectre d'absorption-réflexion. Ce sol est d'une couleur brun-jaunâtre, couleur très vraisemblablement due à des composés organiques. Aucun composé, ou mélange de composés, testé à ce jour ne reproduit ce spectre d'absorption-réflexion. La nature des composés de couleur brun jaunâtre reste donc inconnue pour l'instant.

Une équipe de l'Université de Nantes (Christophe Sotin et Gabriel Tobie) a publié une synthèse (provisoire) qui intègre toutes les données disponibles à ce jour et les résultats de leurs modélisations.

Résumons ici cette synthèse. Les figures sont empruntées (avec modifications) aux références ci-dessus.

Dans cette région du système solaire, les planétésimaux qui s'accrétaient comportaient 50 à 60% de silicates (+ fer), et 40 à 50% de glaces, glace d'eau principalement, mais aussi glace d'eau ammoniaquée et d'hydrates de méthane, hydrates de méthane appelés clathrates.

Le début de l'accrétion a d'abord formé un corps indifférencié, mélange de glaces (avec clathrates), de silicates et de fer. Quand le rayon du proto-Titan a atteint la moitié du rayon final, soit 1200 km, la chaleur d'accrétion a fondu la matière nouvelle continuant de s'accréter. Autour du proto-Titan indifférencié de 1200 km de rayon, s'est accumulée une couche de silicates (1000 km) surmontée d'une couche d'eau ammoniaquée et méthanée (1500 km) (cf. figure ci-dessous). Dès la fin de l'accrétion, la surface de cet "océan" ammoniaqué et méthané s'est recouverte d'une couche de clathrates de méthane qui a piégé la majorité du méthane disponible.

En 500 Ma, le noyau solide s'est réchauffé ; les glaces centrales ont fondu, ce qui a entraîné une différenciation totale (core overturn) avec un noyau purement silicaté (et ferreux), et une première libération massive de méthane à partir des clathrates. À cause de la radioactivité, et aussi des marées, le noyau rocheux a poursuivi son échauffement, et une convection thermique s'est déclenchée dans le cœur rocheux il y a 2,5 Ga. C'est cette convection dans le noyau silicaté qui libère le ⁴⁰Ar radiogénique que l'on retrouve aujourd'hui dans l'atmosphère. Cette convection du noyau a réchauffé l'océan, ce qui s'est traduit par une nouvelle libération de méthane dans l'atmosphère.

Puis inexorablement le noyau rocheux s'est lentement refroidi. Une couche de glace de haute pression a commencé à se former à la base de l'océan, donc sous la couche de clathrates superficielle (cf. figure ci-dessous). L'océan d'eau ammoniaquée s'est donc retrouvée prise en sandwich entre deux croûtes de glace. La couche de glace externe, sous la couche de clathrates, s'est refroidie à sa partie supérieure, et s'est épaissie. Un gradient de température entre le bas et le haut s'est établi, et le nombre de Rayleigh critique a pu être dépassé (cf. les diapositives nombre de Rayleigh et convection). Une convection interne à la glace s'est établie. La base de cette couche de glace superficielle, moins froide que le haut est devenue gravitairement instable, et est remontée par fluage à travers les couches plus froides sous forme de diapir (cf. figure cidessous, ligne B à droite). Ces diapirs "chauds" (relativement) entraînent la déstabilisation des clathrates qu'ils atteignent voire traversent, avec libération de méthane et formation de structures "volcanomorphes" (cf figure 38). D'épisodiques et importantes libérations de méthane font que l'atmosphère se "recharge" en méthane, et peut être temporairement saturé en méthane. Quand la saturation est atteinte, cela entraîne pluies, ruissellement, érosion, et peut-être accumulation de liquide dans des lacs et marécages temporaires.

Tous ces épisodes s'accompagne de libération de NH₃. Cet ammoniac est très rapidement photolysé par les ultra-violets solaires, et forme N₂ et H₂. H₂, très léger, s'échappe de Titan, et il ne reste que N₂ qui constitue maintenant la majorité de l'atmosphère.