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.

Source - © 2005 NASA/JPL/Space Science Institute / NASA/JPL/Univ. of Arizona Figure 1. La "tache rose" de Titan À gauche, vue "classique" de Titan à 0,938 μm, et ocalisation de l'image de droite. À droite, image fausse couleur prise entre 2 et 5 μm. On y voit très nettement une tache brillante, figurée en rose dans cette représentation en fausses couleurs.

Source - © 2005 NASA/JPL/University of Arizona/Space Science Institute, modifié Figure 2. Comparaison entre l'image 2-5 μm (à gauche) d'avril 2005 et l'image “classique" à 0,938 μm (à droite) de décembre 2004 L'image d'avril 2005 a été redressée pour avoir le même type de projection que celle de décembre 2004 La "tache rose" correspond à un arc de cercle brillant, parfois appelé le « sourire de Titan ».

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.

Source - © 2004 NASA/JPL/University of Arizona Figure 3. Différents aspects du “volcan” de Titan en fonction de la longueur d'onde d'observation ou de traitements variés
Source - © 2004 NASA/JPL/University of Arizona Figure 4. Localisation du "volcan" sur Titan	Source - © 2004 NASA/JPL/University of Arizona Figure 5. Carte morphologique du "volcan" de Titan et de ses environs

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.

Source - © 2005 NASA/JPL/Space Science Institute Figure 6. Le "lac" de Titan (~300 km de long), près du pôle Sud (croix rouge)

Source - © 2004 Univ. of Maryland Global Land Cover Facility / NASA/JPL/Space Science Institute, modifiés Figure 7. Comparaison lac de Titan / Mer d'Aral À gauche, deux vues satellitales de la Mer d'Aral montrent son retrait entre les années 1989 et 2003, et les paléo-lignes de rivage qui en résultent. À droite, gros plan sur le "lac" de Titan et sur ses possibles "lignes de rivages".

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.

Source - © 2006 NASA/JPL-Caltech/ASI

Figure 8. Carte des 5 survols radar effectués à ce jour (mai 2006)

Le survol daté du 15 février 2006 date en réalité du 15 février 2005, "faute de frappe" sur cette carte NASA.

Survol de septembre 2005

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 9. Paléo(-?)lignes de rivages Cette image couvre une zone de 330x175 km, par 66° lat. Sud, 356° long. Ouest. La limite entre les terrains clairs (clair signifie rugueux sur les images radar) et sombres (sombre signifie lisse sur les images radar) correspondrait à des lignes de rivages (anciennes ou actuelles ?). Les zones sombres seraient soit des zones recouvertes de liquides, soit des zones particulièrement lisses car recouvertes de "sédiments" (des hydrocarbures solides lessivés des hautes terres par les pluies et rivières de méthane. Les différentes teintes sombres à droite indiqueraient des zones dont le liquide se serait (au moins partiellement) retiré. À gauche, on devine des chenaux dans les zones claires.

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 10. Le pays des canyons sur Titan Cette région de 300x200 km, par 55° lat. Sud , 7.5° long. Ouest. On devine une série de vallées et chenaux, sillons creusés dans le substratum (de glace) par un fluide (méthane liquide) en écoulement. Ces vallées ont approximativement 1 km de large pour 200 m de profondeur, et peuvent se suivre sur au moins 200 km de long. Rappelons qu'en imagerie radar, clair signifie rugueux mais aussi pente dirigée en direction de l'émetteur radar, alors que sombre signifie lisse et aussi pente dirigée à l'opposé de l'émetteur. Ici, le faisceau radar vient du Nord (en haut). Les versants Sud des vallées (dirigés vers le Nord) paraissent donc clairs, alors que les versants Nord, tournés vers le Sud, paraissent sombres. : NASA/JPL

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 11. Un réseau de drainage sur Titan Contrastant avec la figure 12 qui montrait de longs canyons avec peu d'affluents, cette région (250x250 km, 48 °lat. Sud, 14° long. Ouest) montre un réseau de drainage très dense, suggérant d'abondantes précipitations et/ou une nappe phréatique sub-affleurante avec beaucoup de sources. Le faisceau radar vient du Nord (en haut).

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 12. Réseau de drainage et "griffures de chat" Cette image (prise lors du deuxième survol mais publié après le troisième) montre (en bas à droite) un vaste réseau de drainage, ainsi que des terrains "rainurés" (à gauche), que la NASA a nommés "griffures de chats", type de terrain découvert lors du deuxième survol (cf. figure 11 et 12 l'article de février 2005 sur Titan). Que sont ces griffures de chat ? Des champs de failles, des dunes, de yardangs ?

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.

Source - © 2005 Google Earth Figure 13. Réseau de drainage fossile terrestre (Sahara)	Source - © 2005 Google Earth Figure 14. Champ de failles normales près de Djibouti (cercle rouge)
Source - © 2005 Google Earth Figure 15. Champ de dunes, Sahara	Source - © 2005 Google Earth Figure 16. Champ de yardangs, Tchad Les yardangs sont des sillons parallèles creusés par le vent quand celui-ci souffle avec une direction dominante. Noter le cratère de météorite au centre gauche.

Survol d'octobre 2005

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 17. Les "griffures de chat" de Titan sont des dunes Découvertes lors du 2ème survol (février 2005) et revues lors du 3ème survol (septembre 2005) (cf. figure 12), les griffures de chats pouvaient avoir 2 origines : tectonique ou éolienne. Cette région (200x140 km, 13° latitude Sud, 300° longitude Ouest) montre des structures linéaires déviées par des reliefs, comme le font des structures éoliennes. Il existe 2 types de dunes linéaires : (1) les plus fréquentes, perpendiculaires à la direction des vents dominants, et (2) les plus rares, parallèles à la direction du vent. Cette région montre typiquement un champ de dune du 2ème type (voir exemple terrestre figure suivante).

Source - © 2006 Google earth Figure 18. Dunes perpendiculaires et parallèles aux vents dominants, désert de Namibie Dans cette région de Namibie, les vents dominants vont du SO au NE (de gauche à droite sur l'image). Le vaste champ de dunes occupant tout le haut de la photographie est perpendiculaire à cette direction. Au centre de l'image, juste au-dessus d'un relief, on voit très bien une 2ème direction de dunes, parallèles aux vents dominants.

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 19. Dunes et collines sur Titan Sur cette image (400 x 200 km, 8° lat. Sud, 215° long. Ouest), on voit un relief complexe, où alternent collines (voire montagnes) et champs de dunes. Pour cette image, le faisceau radar vient du Nord (en haut).

Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 20. Dunes, collines et possibles marécages Sur cette image (300 x 250 km,10° lat. Sud, 292° long. Ouest), on découvre des terrains rugueux (clairs) avec des collines ou montagnes, deux champs de dunes, et, dans les points bas (dans le quart supérieur gauche), une zone tortueuse particulièrement lisse (sombre). À son propos, la NASA dit : « possibly still containing liquids »" (méthane ou autres hydrocarbures). Pour cette image, le faisceau radar vient du Nord (en haut).

Source - © 2005 Google Earth Figure 21. Analogie possible, champs de dunes partiellement ennoyées au Nord de la Mer Caspienne On peut proposer une analogie terrestre : des champs de dunes partiellement ennoyés, comme au Nord de la Mer Caspienne.

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.

Source - © 2004 NASA/JPL/Space Science Institute Figure 22. Image IR montrant la localisation du site d'atterrissage de Huygens (centre du cercle rouge)
Source - © 2005 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Space Science Institute Figure 23. Site d'atterrissage de Huygens : image IR la plus précise de la région et première image radar (à droite) Les lignes rouge et jaune indiquent la position (approximative) de la zone photographiée pendant la descente du module Huygens.	Source - © 2005 NASA/JPL/ESA/Univ. of Arizona / NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona/Space Science Institute Figure 24. Comparaison entre les images prises par Huygens pendant sa descente (à gauche) et l'image radar (à droite, même échelle) prise en octobre 2005 La croix violette représente la localisation approximative du point d'atterrissage.

Survol d'avril 2006

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

Source - © 2005 NASA/JPL/Space Science Institute

Figure 25. Carte de Titan montrant la localisation de la région nommée Xanadu

Source - © 2005 NASA/JPL Figure 26. Collines, vallée d'érosion et embouchure sur Titan Cette image de 200 x 200 km se trouve dans la région nommée Xanadu, région claire (aux IR) de "taille continentale" que l'on voit sur Titan. Un lit de rivière traverse cette région du Sud au Nord, pour se "jeter" dans une embouchure lisse (sombre). À son propos, la NASA écrit : « Liquid methane might be fed from springs within Xanadu or by occasional rainfall suspected to occur on Titan, eroding the presumably water-ice bedrock of Xanadu ». Une traduction donne : « il se pourrait que le méthane liquide soit alimenté par des sources venant de Xanadu ou par des pluies occasionnelles suspectées de se produire sur Titan, érodant le socle de Xanadu probablement constitué de glace d'eau ». Source : NASA/JPL
Source - © 2006 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 27. Collines et possibles lacs (?) au Nord de Xanadu À propos de cette image (400 x 150 km), la NASA écrit : « Chains of hills or mountains are revealed by the radar beam, which is illuminating their northern sides (in this image, north is up). Interspersed between the chains of hills are darker areas where topographic features are absent or partly buried. The darkest areas could contain liquids, which tend to reflect the radar beam away from Cassini in the absence of winds, making the area appear quite dark. At Titan's icy conditions, these liquids would be methane and/or ethane ».	Source - © 2006 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 28. La "côte" Ouest de Xanadu À droite, la région Xanadu avec ses rivières, ses possibles lacs… À gauche, une étendue sombre vient recouvrir Xanadu, avec une frontière nette ressemblant à une ligne de côte. Mais dans ce cas, il est sûr que l'étendue sombre de gauche n'est pas une mer liquide, mais une "mer de sable" , car on y devine des champs de dunes.
Source - © 2006 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 29. La région de Shikoku Facula, avec dunes, collines et une structure circulaire (cratère d'impact ?) de 35 km de diamètre	Source - © 2006 NASA/JPL-Caltech/ASI Figure 30. La structure Guabonito, de 90 km de diamètre, cratère d'impact ou caldeira ? En bas, à droite, les bords de 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.

Source - © 2005 M. Fulchignoni et al., Nature Figure 31. Évolution de la température en fonction de l'altitude (et de la pression) En noir, courbe observée ; en pointillés, courbe modélisée avec les données Voyager. Rappel   température superficielle de la Terre, 300 K.

Source - © 2005 M. Fulchignoni et al., Nature Figure 32. Évolution de la pression en fonction de l'altitude Rappel : sur Terre, la pression au sol est de 1.013 hPa.

Source - © 2005 ESA/NASA/GSFC/ASI/GCMS Team Figure 33. Abondance des molécules gazeuses dans l'atmosphère de Titan mesurée au spectrographe de masse En abscisse, le rapport m/z (masse molaire/charge) des molécules. En ordonnée, l'abondance relative (en échelle logarithmique) des différents composés gazeux. Le diazote, N2, représente 95% de l'atmosphère, le méthane CH4 environ 5%, et les autres composés sont à l'état de traces. Noter la présence (relativement) abondante d'argon radiogénique (40Ar) et l'absence des autres gaz rares.

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.

Source - © 2006 G. Israël et al., Nature

Figure 34. Analyse (par pyrolyse) des aérosols de Titan

Les barres rouges correspondent à l'analyse du gaz issu du chauffage des aérosols à 600°C, les barres vertes (background = bruit de fond) correspondent à l'analyse de l'atmosphère mélangée au gaz porteur (principalement ¹⁵N¹⁵N). Les 5 pics, témoignent vraisemblablement de la présence de H₂ (m/z=2), NH₃(m/z=17), HCN (m/7=27), Ar (m/z=40) et CO₂(m/z=44). Les macromolécules constituant les aérosols sont donc majoritairement constituées de C, N, O et H.

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.

Source - © 2005 ESA/NASA/GSFC/ASI/GCMS Team

Figure 35. Abondance de N₂ et de CH₄ pendant les 15 dernières minutes de la descente et les 15 premières minutes après l'atterrissage du module Huygens sur Titan

L'atterrissage a eu lieu à la seconde n°8869.

Le méthane a brusquement augmenté pendant les 2 minutes qui ont suivi l'atterrissage, preuve que l'aarivée du module Huygens a déclenché la libération d'une bouffée de méthane issu du sol.

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.

Source - © 2005 M.G. Tomasko et al., Nature

Figure 36. Spectre d'absorption-réflexion de la surface de Titan au niveau du site d'atterrissage de Huygens

En rouge, le spectre d'absorption-réflexion de la surface de Titan sur le lieu d'atterrissage. En noir, sont indiqués les spectres de 2 substances "candidates". Aucune des substances testées ne reproduit la forte absorption entre 800 et 1500 nm.

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.

Source - © 2006 Tobie et al., Nature Figure 37. Modèle résumant l'histoire de Titan Sur l'échelle des temps (en Ga), "0" représente l'âge de l'origine de Titan. A : Évolution chronologique de Titan à l'échelle de tout le satellite. B : Évolution chronologique de la surface de Titan. C : Évolution chronologique du dégazage de méthane normalisé au taux de destruction-perte. Quand ce taux est >1, la teneur de l'atmosphère en CH4 augmente ; quand il est <1, cette teneur diminue. Pour les époques récentes (postérieur à 4 Ga), les 2 valeurs proposées dépendent du taux de méthane qui restait dans la croûte avant le début de la convection. D : Légende commune à A et B.

Source - © 2006 LPGN. NASA/VIMS Team. University of Tucson Figure 38. Modèle de la structure interne actuelle de Titan Scénario de la convection interne à la couche de glaces et clathrates (à gauche) Morphologie externe d'un possible point de sortie de glace et de méthane.