Titan


 

Titan est le plus grand satellite de Saturne. Avec un diamètre supérieur à celui de Mercure, proche de celui de Mars, Titan est le deuxième plus grand satellite du système solaire, après Ganymède. Il s'agit du seul satellite à posséder une atmosphère dense.

Titan fut découvert en 1655 par l'astronome hollandais Christiaan Huygens[7], la première lune à avoir été découverte autour de Saturne.

Titan est principalement composé de glace d'eau et de roches. Son épaisse atmosphère a empêché de déterminer sa surface avant l'arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis de découvrir des lacs d'hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ont été découvertes, ainsi que quelques cryovolcans éventuels, mais la surface de Titan demeure plate et lisse et peu de cratères d'impact y ont été découverts.

L'atmosphère de Titan est principalement composée de diazote et comporte des nuages de méthane et d'éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles trouvées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère d'azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, à une température beaucoup plus basse. Le satellite a donc été cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs ont suggéré qu'un possible océan souterrain pourrait servir d'environnement favorable à la vie.

Caractéristiques physiques

Dimensions

Titan, comparé à la Terre.

Titan, comparé à la Terre.

Titan mesure 5 150 km de diamètre. En comparaison, la planète Mercure mesure 4 879 km et la Lune 3 474 km, tandis que Mars mesure 6 780 km de diamètre. Avant l'arrivée de Voyager 1 en 1980, on pensait que Titan était légèrement plus grand que Ganymède (5 262 km de diamètre) et donc la plus grande lune du système solaire ; cette surestimation était provoquée par l'atmosphère dense et opaque de Titan, qui s'étend plusieurs km au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent[10]. Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne

Structure interne de Titan.

Structure interne de Titan.

La diamètre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires à ceux des lunes galiléennes Ganymède et Callisto[11]. Sur la base d'une masse volumique de 1,88 g·cm3, Titan serait composé à moitié de glace d'eau et à moitié de roches (silicates et 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).

Titan est très probablement différencié en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de 3 400 km de diamètre entouré par plusieurs couches de différentes formes cristallines de glace[12]. L'intérieur du satellite est peut-être toujours chaud et il est possible qu'une couche liquide d'eau et d'ammoniac existe entre la croûte de glace I et les couches de glaces plus internes. Un indice d'un tel océan a été découvert par la sonde Cassini sous la forme d'ondes radio à très basse fréquence dans l'atmosphère de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais réflecteur de ce type d'ondes, lesquelles sont plutôt réfléchies par la transition liquide-glace d'un océan interne[13]. Cassini a également noté que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusqu'à 30 km entre octobre 2005 et mai 2007, ce qui suggère que la croûte est séparée de l'intérieur de la lune, une indice supplémentaire quant à l'existence d'un océan interne[14].

Atmosphère

Généralités

Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de l'atmosphère de Titan.

Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de l'atmosphère de Titan.

Titan est le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère suffisamment développée ; les autres satellites n'ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l'atmosphère de Titan serait comprise entre 200 km[15] et 880 km[16] (sur Terre, 99,999% de la masse de l'atmosphère réside en-dessous de 100 km d'altitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs d'onde et interdit d'obtenir un spectre de réflectance complet de la surface depuis l'extérieur[17].

L'existence d'une atmosphère fut découverte par Gerard P. Kuiper en 1944 par spectroscopie et estima la pression partielle de méthane de l'ordre de 10 kPa[18]. Les observations des sondes Voyager montrèrent que la pression à la surface du satellite dépassait une fois et demi celle de la Terre. L'atmosphère comporte des couches de brouillard opaques qui bloquent la majorité de la lumière du Soleil. La sonde Huygens fut incapable de détecter la direction de celui-ci pendant sa descente et, bien qu'elle réussit à prendre des images de la surface, l'équipe de la sonde a décrit le processus comme « photographier un parking recouvert d'asphalte au crépuscule »[19].

La température moyenne de l'atmosphère est de 94 K (-179 °C) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Composition

L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% d'azote — la seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre —, les 1,6% restants étant composés de méthane et de traces d'autres gaz comme des hydrocarbures (dont l'éthane, le diacétylène, le méthylacétylène, l'acétylène, le propane, le cyanoacétylène et le cyanure d'hydrogène), du dioxyde de carbone, du monoxyde de carbone, du cyanogène, de l'argon et de l'hélium[6].

On pense que les hydrocarbures forment la haute atmosphère, provenant de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil, produisant un épais smog orangé. Titan n'a aucun champ magnétique et orbite parfois en dehors de la magnétosphère de Saturne, l'exposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère. En novembre 2007, des scientifiques ont découvert des anions lourds dans l'ionosphère de Titan et on pense qu'ils tombent vers les régions plus basses pour former le brouillard orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure n'est pas connue, mais il pourrait s'agit de tholins, et ils pourraient former les bases de molécules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques[20],[21]. Ces résidus atmosphériques pourraient 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 la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu'elles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Origine

L'énergie solaire aurait dû avoir converti l'intégralité du méthane de l'atmosphère en hydrocarbures en 50 millions d'années, une durée relativement brêve à l'échelle du système solaire. En effet, 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. En l'absence d'une autre source, celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante et la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan devrait être quasiment nulle.

Il doit donc exister un réservoir de méthane sur ou dans Titan permettant de réalimenter l'atmosphère. Celle-ci comporte plus de mille fois plus de méthane que de monoxyde de carbone, ce qui semble exclure une contribution significative de la part d'impacts cométaires, les comètes étant composées de plus de monoxyde de carbone que de méthane. 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.

Il est également improbable que l'atmosphère de Titan date de l'origine du système saturnien, au moment de sa formation : si c'était le cas, elle contiendrait des éléments en abondance similaire à la nébuleuse solaire, y compris de l'hydrogène et du néon[22]. Il n'a pas été exclu que le méthane soit d'origine biologique[9].

Vents

La circulation atmosphérique suis la direction de la rotation de Titan, d'ouest en est[23]. Les observations de l'atmosphère effectuées par Cassini en 2004 suggèrent que l'atmosphère tourne plus rapidement que la surface[24].

Ionosphère

L'ionosphère de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe à 1 200 km d'altitude, mais une couche additionnelle de particules chargées existe à 63 km d'altitude. L'atmosphère de Titan est donc en quelque sorte donc séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont l'origine n'est pas connue, car il ne semble pas y avoir d'activité orageuse intense[13].

Surface

Généralités

Photographie de Titan en fausses couleurs, montrant des détails de la surface et de l'atmosphère. Xanadu est les région brillante située dans le centre-droit.

Photographie de Titan en fausses couleurs, montrant des détails de la surface et de l'atmosphère. Xanadu est les région brillante située dans le centre-droit.
 

La surface de Titan a été décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune »[25]. La sonde Cassini a utilisé un altimètre radar et un radar à synthèse d'ouverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révélèrent une géologie diversifiées, avec des régions lisses et d'autres irrégulières. Certaines zones semblent d'origine volcanique, probablement liées à un dégorgement d'eau mélangée à de l'ammoniac. Certaines zones semblent créées par des particules poussées par le vent[26],[27]. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des cratères d'impact semblent avoir été rempli, peut-être par des pluies d'hydrocarbures ou des volcans. L'altimétrie radar suggère que les variations d'altitude sont faible, typiquement de l'ordre de 150 m. Certaines zones atteignent cependant jusqu'à 500 m de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusqu'à plus d'un kilomètre[28].

La surface de titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, Xanadu, une zone équatoriale réfléchissante de la taille de l'Australie. Elle fut identifiée dans des images prises dans l'infrarouge par le télescope spatial Hubble en 1994 puis observée par la suite par la sonde Cassini. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres[29]. Elle est traversée par endroit par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Elle pourraient être d'origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également s'agir de canaux d'origine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux[30]. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et ont été observées depuis l'espace et le sol ; il a été supposé qu'il s'agit de lacs de méthane et d'éthane, mais les observations de Cassini semblent indiquer que ce n'est pas le cas.

Le module Huygens toucha terre à l'est de la région nommée Adiri et photographia des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace d'eau. Des composés oragniques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du Soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines[31].

Après son atterrissage, Huygens photographia une plaine sombre couverte de petits rochers et cailloux, composés de glace d'eau[31]. Des signes d'érosion sont visible à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface est plus sombre que prévue et est composée d'un mélange d'eau et de glace d'hydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait s'être formé par précipitation d'hydrocarbures.

Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes d'une couche de tholins, mais ce point n'est pas confirmé[32].

Liquides

Mosaïque en fausses couleurs d'images radar prises par Cassini autour du pôle nord de Titan, mettant en évidence des mers, lacs et rivières d'hydrocarbures. Les zones affichées ici en bleu indiquent des régions de faible réflexivité radar, probablement des étendues d'éthane liquide, de méthane ou d'azote dissous. Il est possible que la mer située dans le coin inférieur gauche soit en fait deux fois plus grande qu'indiqué ici.

Mosaïque en fausses couleurs d'images radar prises par Cassini autour du pôle nord de Titan, mettant en évidence des mers, lacs et rivières d'hydrocarbures. Les zones affichées ici en bleu indiquent des régions de faible réflexivité radar, probablement des étendues d'éthane liquide, de méthane ou d'azote dissous. Il est possible que la mer située dans le coin inférieur gauche soit en fait deux fois plus grande qu'indiqué ici[33].

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. Les sondes Voyager ont montré que l'atmosphère de titan était compatible avec l'existence de liquides, mais une preuve directe ne fut pas obtenue avant 1995, lorsque des données d'Hubble et d'autres observations suggérèrent l'existence de méthane liquide sur Titan, soit sous forme de poches disjointes ou de mers de la taille d'océans[34].

La mission Cassini confirma cette dernière hypothèse, mais pas immédiatement. Lorsque la sonde arriva dans le système de Saturne en 2004, on espérait que des lacs d'hydocarbures seraient détectables par la réflection du Soleil à leur surface, mais aucune réflexion spéculaire ne fut observée au début[35]. Au pôle sud, une zone sombre nommée Ontario Lacus fut le premier lac potentiel identifié, probablement créé par les nuages qui se concentrent dans cet endroit[36]. Une côte possible fut également observée au pôle par imagerie radar[37]. À la suite du survol du 22 juillet 2006, Cassini imagea les latitudes nord du satellite et mit en évidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellaient la surface près du pôle[38]. Sur la base de ces observations, l'existence de lacs remplis de méthane fut confirmée à la surface de Titan en janvier 2007[39],[40]. L'équipe de Cassini–Huygens conclut que les régions imagées étaient selon toute vraisemblance des lacs d'hydrocarbures, les premières étendues de liquide stables découvertes en dehors de la Terre. Certaines semblent posséder des canaux associés avec du liquide et gisent dans des dépressions topographiques[39].

Cratères

Cassini découvrit peu de cratères d'impact à la surface de Titan, suggérant une surface jeune. Parmi les cratères découverts, Menrva, un bassin de 440 km de diamètre à plusieurs anneaux[41], Sinlap, un cratère à fond plat de 80 km de diamètre[42] et Ksa, un cratère de 30 km de large possédant un pic central et un plancher sombre[43]. Cassini mit également en évidence des « cratériformes », des objets circulaires à la surface de Titan qui pourraient être liés à un impact, mais ne possèdent pas certaines caractéristiques qui rendrait leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matériau clair de 90 km de diamètre nommé Guabonito[44] : cette zone pourraient être un cratère rempli de sédiments sombres. D'autres zones similaires ont été observées dans les régions sombres Shangri-la et Aaru. D'autres objets circulaires furent également observées par Cassini dans la région claire nommée Xanadu lors du survol du 30 avril 2006[45].

Des modèles de trajectoires et d'angles d'impact réalisés avant Cassini suggèrent que lors d'un impact avec la croûte d'eau glacé, un petite partie des éjectas reste à l'état liquide dans le cratère. elle pourrait demeurer liquide pendant plusieurs siècles, une durée suffisante pour la synthèse de molcéules précurseures à l'apparition de la vie[46]. L'atmosphère de Titan pourrait également jouer un rôle de bouclier en divisant le nombre de cratères à sa surface par deux[47].

Cryovolcanisme et montagnes

Titan est sujette au cryovolcanisme. De l'argon-40 a été détecté dans l'atmosphère et indique des volcans recrachent des panaches d'une « lave » d'eau et d'ammoniac[48]. Cassini a détecté des émissions de méthane provenant d'un cryovolcan et on pense désormais que le volcanisme est une source significative du méthane de l'atmosphère[31],[49]. L'un des premiers objets imagés par Cassini, Ganesa Macula, ressemble à certains volcans de Vénus et est suspectée d'être d'origine cryovolcanique[50].

La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche externe de glace de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate d'ammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de suflate d'ammonium feraient surface de cette façon[51].

Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut a été découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne est située dans l'hémisphère sud et serait composée de matériau glacé recouvert d'une glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, peut-être influencé par un bassin d'impact proche, pourrait avoir ouvert un brêche à travers lequel le matériau est remonté.[52].

Dunes

Dunes de sable sur la Terre (en haut), comparées aux dunes à la surface de Titan (en bas).

Dunes de sable sur la Terre (en haut), comparées aux dunes à la surface de Titan (en bas).

Sur les premières images de la surface de Titan prises depuis la Terre au début des années 2000, de grandes régions sombres étaient mises en évidence à cheval sur l'équateur[53]. Avant l'arrivée de Cassini, on pensait que ces régions étaient des mers de matière organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides[54]. Les images radar prises par Cassini ont révélé que certaines de ces régions sont de grandes plaines recouvertes de dunes, certaines mesurant jusqu'à 330 mètres de haut[55]. Des dunes de ce types seraient formées par des vents modérément variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marées variables[56]. Les vents de marée résultent des forces de marée de Saturne sur l'atmosphère de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent à conduire le vent vers l'équateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes à se former sur de longues lignes parallèles alignées d'ouest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, où la direction du vent se modifie. Selon Athena Coustenis de l'observatoire de Paris-Meudon, ces dunes seraient au contraire formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, où les grains de sable sont formés de silice. Des vents réguliers de faible puissance suffiraient donc à mettre les sables titaniens en mouvement.

Le sable sur Titan pourrait s'être formé lorsque du méthane liquide s'est écoulé et a érodé le substrat de glace, peut-être sous la forme de crues. Il pourrait également provenir de solides organiques produit lors de réactions photochimiques dans l'atmosphère du satellite[57],[55],[56].

Orbite

L'orbite de Titan (en rouge) parmi les autres lunes internes principales de Saturne.

L'orbite de Titan (en rouge) parmi les autres lunes internes principales de Saturne.

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa période orbitale est identique à sa période de rotation : Titan est donc en rotation synchrone avec Saturne. Son excentricité orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport à l'équateur de Saturne[58]. Titan est situé à 1,2 millions de km de Saturne (20 rayons saturniens), le 20e satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et Hypérion — un petit satellite irrégulier — sont en résonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors[59].

Climat

La température à la surface de Titan est d'environ 94 K (−179 °C). À cette température, la glace d'eau ne se sublime pas et l'atmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur d'eau. Le brouillard de l'atmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère[60]. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, d'éthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent l'ensemble du brouillard[10]. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide[61]. Les données de la sonde Huygens indiquent qu'il pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que d'autres composés organiques depuis l'atmosphère jusqu'à la surface de la lune[62]. En octobre 2007, des observateurs ont noté une augmentation de l'opacité apparente des nuages au-dessus de la région équatoriale de Xanadu, suggérant une « bruine de méthane », bien qu'il n'y ait aucune preuve directe de pluie[63].

Conditions prébiotiques et possible vie

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.

L'expérience de Miller-Urey et d'autres expériences ultérieures ont montré qu'il est possible de produire des molécules complexes et des polymères comme les tholins à partir d'une atmosphère similaire à celle de Titan et un rayonnement ultraviolet. Les réactions débutent par dissociation de l'azote et du méthane, formant de l'hyrdocyanide et de l'éthyne. Des réactions ultérieures ont été étudiées abondamment[64].

Toute ces expériences suggèrent qu'il existe suffisamment de matériau organique sur Titan pour initier une évolution chimique analogue à celle qui s'est produite sur Terre. Cette analogie suppose la présence d'eau liquide sur de plus longues périodes que ce qui est actuellement observé, mais plusieurs théories suggèrent que de l'eau liquide provenant d'un impact pourrait être préservée sous une couche isolante de glace[65]. Des océans d'ammoniac liquide pourraient également exister sous la surface[8],[66] ; un modèle suggère une couche d'eau et d'ammoniac située à 200 km de profondeur sous la croûte, des conditions qui « semblent extrêmes du point de vue terrestre, mais telles que la vie pourraient y survivre »[9]. Les transferts de chaleur entre l'intérieur et les couches externes est critique dans le maintien d'une vie dans un tel océan[8].

La détection d'une vie microbienne sur Titan dépend de ses effets biogéniques. Une origine biologique du méthane et de l'azote de l'atmosphère a été prise en compte, par exemple[9]. L'hydrogène a été cité comme molécule capable de tester l'existence de vie sur Titan : si une forme de vie produisant du méthane consomme de l'hydrogène en volume suffisant, elle aura un effet mesurable sur les proportions dans la troposphère[67].

Malgré ces possibilités, l'analogie avec la Terre est inexacte. À cette distance du Soleil, Titan est glacée (un effet accru par l'anti-effet de serre de sa couverture nuageuse) et son atmosphère manque de dioxyde de carbone. Du fait de ces contraintes, le sujet de la vie sur Titan peut être mieux décrit comme une expérience permettant de tester les théories traitant des conditions nécessaires précédant au développement de la vie sur Terre[68]. Même si la vie n'y existe pas, les conditions prébiotiques de l'environnement de Titan et la possible présence d'une chimie organique, restent d'un grand intérêt dans la compréhension de l'histoire primitive de la biosphère terrestre[69].

Historique

Découverte

Christiaan Huygens, découvreur de Titan.

Christiaan Huygens, découvreur de Titan.

Titan fut découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655. Huygens était inspiré par les découvertes des quatre satellites de Jupiter par Galilée en 1610 à l'aide d'un télescope. Huygens contribua lui-même à certaines avancées dans le domaine des télescopes. Il découvrit Titan lorsqu'en cherchant à étudier les anneaux de Saturne (dont la nature n'était alors pas connue), il observa un point lumineux[70]. Huygens publia sa découverte la même année dans l'ouvrage De Saturni Luna Observatio Nova.

Nom

Huygens nomma sa découverte simplement Saturni Luna (ou Luna Saturni), du latin pour « lune de Saturne ». Lorsque que Jean-Dominique Cassini découvrit quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prirent l'habitude d'appeler les cinq corps de Saturne I à Saturne V, Titan recevant le plus souvent la quatrième position. Titan fut officiellement numéroté « Saturne VI » lorsque la numérotation fut gelée après 1789.

Ce n'est qu'en 1847 que 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 (équivalent de Saturne dans la mythologie grecque)[71].

Observation

Titan n'est jamais visible à l'œil nu, mais peut être observé à l'aide de petits télescopes ou de bonnes jumelles. Son observation en amateur est difficile à cause de la proximité du globe de Saturne et du système annulaire.

Avant l'âge spatial, les observations du satellite étaient limitées. En 1907, l'astronome espagnol Josep Comas Solá suggéra qu'il avait observé un assombrissement des bords du disque de Titan et deux zones blanches et rondes en son centre. En 1940, Gerard Kuiper déduisit que Titan possédait une atmosphère[72].

Exploration

La première sonde à visiter Saturne fut Pioneer 11 en 1979, qui détermina que Titan était probablement trop froid pour héberger toute forme de vie[73]. L'engin prit les premières photos de la lune, mais de faible qualité. Le premier plan rapproché de Titan fut pris le 2 septembre 1979[74].

Titan fut examiné par Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. La trajectoire de Voyager 1 fut spécifiquement modifiée pour passer plus près de la lune. Malheureusement, la sonde ne possédait aucun instrument capable de voir à travers l'atmosphère du satellite, une caractéristique qui n'avait pas été envisagée. Plusieurs années après, un traitement intensif des images prises par Voyager 1 à l'aide de son filtre orange suggéra l'existence des régions claires et sombres connues désormais sous le nom de Xanadu et Sahngri-la[75] mais, à ce moment là, elles avaient déjà été observées dans l'infrarouge par le télescope spatial Hubble. Voyager 2 ne passa pas à proximité de Titan. L'équipe en charge de la sonde avait la possibilité de la placer soit sur une trajectoire l'amenant près du satellite soit dans la direction d'Uranus et Neptune. Du fait de l'expérience de Voyager 1, la deuxième option fut choisie.

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 5e 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 1er corps du système solaire lointain, au-delà de la ceinture d'astéroïdes, où un objet terrestre s'est posé.

Cassini–Huygens

La mission Cassini-Huygens atteignit le système de Saturne le 1er juillet 2004. Composée de Cassini, un orbiteur conçu par la NASA, et Huygens, un module d'atterrissage développé par l'ESA, la sonde est la première à être spécialement dédiée à Saturne et à son environnement.

Cassini survola Titan le 26 octobre 2004 et prit des photographies en haute résolution de la surface de la lune, à seulement 1 200 km de distance, discernant des zones claires et sombres invisibles depuis la Terre. Le module Huygens atterrit sur Titan le 14 janvier 2005, découvrant que de nombreuses zones de la surface semblaient avoir été formées par l'écoulement de liquides par le passé[76].

Le 22 juillet 2006, Cassini débuta le premier d'une série de 21 survols de Titan, tous à seulement 950 km du satellite ; le dernier survol est prévu pour le 12 mai 2008[77]. Des zones liquides auraient été détectées près du pôle nord après le 16e survol, sous la forme de plus de 75 lacs de méthane.

Copyright : Auteur(s) de Wikipedia
Source : Titan (lune) sur Wikipedia
Licence: GFDL

Le système solaire

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