Titan (lune) -Titan (moon)

Titan
Titan en vraie couleur.jpg
Photographié en 2012 en couleur naturelle. L'atmosphère épaisse est orange en raison d'un brouillard dense d' organoazote .
Découverte
Découverte par Christian Huygens
Date de découverte 25 mars 1655
Désignations
La désignation
Saturne VI
Prononciation / ˈ t t ən / ( écouter )icône de haut-parleur audio
Nommé après
Τῑτάν Titan
Adjectifs Titanian ou Titanean (les deux / t ˈ t n i ə n / )
Caractéristiques orbitales
Périastre 1 186 680  kilomètres
Apoapsis 1 257 060  km
1 221 870  km
Excentricité 0,0288
15.945 j
5,57 km/s (calculé)
Inclination 0,348 54 ° (à l'équateur de Saturne)
Satellite de Saturne
Caractéristiques physiques
Rayon moyen
2 574,73 ± 0,09 km (0,404 Terre ) (1,480 Lune )
8,3 × 10 7  km 2 (0,163 de la Terre) (2,188 de la Lune)
Le volume 7,16 × 10 10  km 3 (0,066 Terre) (3,3 Lune)
Masse (1,3452 ± 0,0002) × 10 23  kg
(0,0225 Terre) (1,829 Lune)
Densité moyenne
1,8798 ± 0,0044 g/cm3
1.352 m/s 2 (0,138  g ) (0,835 Lune)
0,3414 ± 0,0005 (estimation)
2,639 km/s (0,236 Terre) (1,11 Lune)
Synchrone
Zéro
Albédo 0,22
Température 93,7 K (−179,5 °C)
8.2 à 9.0
Atmosphère
Pression superficielle
146,7  kPa (1,45  atm )
Composition volumique Variable

Stratosphère :
98,4 % d'azote ( N
2
),
1,4 % de méthane ( CH
4
),
0,2 % d'hydrogène ( H
2
);

Basse troposphère :
95.0% N
2
, 4,9 % CH
4
;
97% N
2
,
2,7 ± 0,1 % CH
4
,
0,1–0,2 % H
2

Titan est la plus grande lune de Saturne et le deuxième plus grand satellite naturel du système solaire . C'est la seule lune connue pour avoir une atmosphère dense , et c'est le seul objet connu dans l'espace autre que la Terre sur lequel des preuves claires de corps stables de liquide de surface ont été trouvées.

Titan est l'une des sept lunes gravitationnellement arrondies en orbite autour de Saturne , et la deuxième la plus éloignée de Saturne de ces sept. Fréquemment décrite comme une lune semblable à une planète, Titan est 50 % plus grande (en diamètre) que la Lune terrestre et 80 % plus massive. C'est la deuxième plus grande lune du système solaire après Ganymède , la lune de Jupiter , et elle est plus grande que la planète Mercure , mais seulement 40 % aussi massive .

Découvert en 1655 par l'astronome hollandais Christiaan Huygens , Titan était la première lune connue de Saturne, et le sixième satellite planétaire connu (après la lune de la Terre et les quatre lunes galiléennes de Jupiter ). Titan orbite autour de Saturne à 20 rayons de Saturne. De la surface de Titan, Saturne sous-tend un arc de 5,09 degrés, et s'il était visible à travers l'atmosphère épaisse de la Lune, il apparaîtrait 11,4 fois plus grand dans le ciel que la Lune vue de la Terre.

Titan est principalement composé de glace et de matériau rocheux, qui se différencie probablement en un noyau rocheux entouré de diverses couches de glace, y compris une croûte de glace I h et une couche souterraine d'eau liquide riche en ammoniac. Tout comme avec Vénus avant l' ère spatiale , l'atmosphère dense et opaque a empêché la compréhension de la surface de Titan jusqu'à ce que la mission Cassini-Huygens en 2004 fournisse de nouvelles informations, notamment la découverte de lacs d'hydrocarbures liquides dans les régions polaires de Titan. La surface géologiquement jeune est généralement lisse, avec peu de cratères d'impact , bien que des montagnes et plusieurs cryovolcans possibles aient été trouvés.

L'atmosphère de Titan est en grande partie constituée d'azote ; les composants mineurs conduisent à la formation de nuages ​​de méthane et d' éthane et d'un voile épais d' organoazote . Le climat - y compris le vent et la pluie - crée des caractéristiques de surface similaires à celles de la Terre, telles que des dunes, des rivières, des lacs, des mers (probablement de méthane et d'éthane liquides) et des deltas, et est dominé par des conditions météorologiques saisonnières comme sur Terre. Avec ses liquides (à la fois en surface et sous la surface) et une atmosphère d'azote robuste, le cycle du méthane de Titan présente une similitude frappante avec le cycle de l'eau de la Terre , bien qu'à la température beaucoup plus basse d'environ 94 K (-179,2 ° C; -290,5 ° F).

Histoire

Découverte

Christiaan Huygens a découvert Titan en 1655.

Titan a été découvert le 25 mars 1655 par l'astronome hollandais Christiaan Huygens . Huygens s'est inspiré de la découverte par Galilée des quatre plus grandes lunes de Jupiter en 1610 et de ses améliorations dans la technologie des télescopes . Christiaan, avec l'aide de son frère aîné Constantijn Huygens Jr. , a commencé à construire des télescopes vers 1650 et a découvert la première lune observée en orbite autour de Saturne avec l'un des télescopes qu'ils ont construits. C'était la sixième lune jamais découverte, après la Lune de la Terre et les lunes galiléennes de Jupiter.

Appellation

Huygens nomma sa découverte Saturni Luna (ou Luna Saturni , latin pour "lune de Saturne"), publiant dans le tract de 1655 De Saturni Luna Observatio Nova ( Une nouvelle observation de la Lune de Saturne ). Après que Giovanni Domenico Cassini ait publié ses découvertes de quatre autres lunes de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes ont pris l'habitude de se référer à celles-ci et à Titan comme Saturne I à V (avec Titan alors en quatrième position). D'autres épithètes précoces pour Titan incluent "le satellite ordinaire de Saturne". L'Union astronomique internationale numérote officiellement Titan sous le nom de Saturne VI .

Le nom Titan , et les noms des sept satellites de Saturne alors connus, viennent de John Herschel (fils de William Herschel , découvreur de deux autres lunes saturniennes, Mimas et Encelade ), dans sa publication de 1847 Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, au Cap de Bonne-Espérance . De nombreuses petites lunes ont été découvertes autour de Saturne depuis lors. Les lunes saturniennes portent le nom de géants mythologiques. Le nom Titan vient des Titans , une race d'immortels dans la mythologie grecque.

Orbite et rotation

L'orbite de Titan (surlignée en rouge) parmi les autres grandes lunes intérieures de Saturne. Les lunes en dehors de son orbite sont (de l'extérieur vers l'intérieur) Japet et Hypérion ; ceux à l'intérieur sont Rhéa, Dioné, Téthys, Encelade et Mimas.

Titan orbite autour de Saturne une fois tous les 15 jours 22 heures. Comme la Lune de la Terre et de nombreux satellites des planètes géantes , sa période de rotation (son jour) est identique à sa période orbitale ; Titan est verrouillé en rotation synchrone avec Saturne et montre en permanence un visage à la planète. Les longitudes sur Titan sont mesurées vers l'ouest, à partir du méridien passant par ce point. Son excentricité orbitale est de 0,0288 et le plan orbital est incliné de 0,348 degrés par rapport à l'équateur saturnien. Vu de la Terre, Titan atteint une distance angulaire d'environ 20 rayons de Saturne (un peu plus de 1 200 000 kilomètres (750 000 mi)) de Saturne et sous-tend un disque de 0,8 seconde d' arc de diamètre.

Le petit satellite de forme irrégulière Hypérion est verrouillé dans une résonance orbitale 3:4 avec Titan. Une évolution "lente et douce" de la résonance - dans laquelle Hyperion a migré d'une orbite chaotique - est considérée comme peu probable, sur la base de modèles. Hypérion s'est probablement formé dans une île orbitale stable, tandis que le massif Titan a absorbé ou éjecté des corps qui se sont rapprochés.

Caractéristiques en vrac

Comparaison de taille : Titan ( en bas à gauche ) avec la Lune et la Terre ( en haut et à droite )
Un modèle de la structure interne de Titan montrant la couche de glace six

Titan mesure 5 149,46 kilomètres (3 199,73 mi) de diamètre, 1,06 fois celui de la planète Mercure , 1,48 celui de la Lune et 0,40 celui de la Terre. Titan est le dixième plus grand objet du système solaire, y compris le Soleil . Avant l'arrivée de Voyager 1 en 1980, on pensait que Titan était légèrement plus grand que Ganymède (diamètre 5 262 kilomètres (3 270 mi)) et donc la plus grande lune du système solaire ; il s'agissait d'une surestimation causée par l'atmosphère dense et opaque de Titan, avec une couche de brume à 100-200 kilomètres au-dessus de sa surface. Cela augmente son diamètre apparent. Le diamètre et la masse de Titan (et donc sa densité) sont similaires à ceux des lunes joviennes Ganymède et Callisto . D'après sa masse volumique apparente de 1,88 g/cm 3 , la composition de Titan est constituée à moitié de glace et à moitié de matériau rocheux. Bien que de composition similaire à Dioné et Encelade , il est plus dense en raison de la compression gravitationnelle . Elle a une masse de 1/4226 de celle de Saturne, ce qui en fait la plus grande lune des géantes gazeuses par rapport à la masse de sa primaire. C'est la deuxième en termes de diamètre relatif des lunes à une géante gazeuse; Titan étant 1/22.609 du diamètre de Saturne, Triton est plus grand en diamètre par rapport à Neptune à 1/18.092.

Titan est probablement partiellement différencié en couches distinctes avec un centre rocheux de 3 400 kilomètres (2 100 mi). Ce centre rocheux est entouré de plusieurs couches composées de différentes formes cristallines de glace. Son intérieur peut être encore assez chaud pour une couche liquide constituée d'un « magma » composé d'eau et d' ammoniac entre la croûte de glace et des couches de glace plus profondes constituées de formes de glace à haute pression. La présence d'ammoniac permet à l'eau de rester liquide même à une température aussi basse que 176 K (-97 ° C) (pour un mélange eutectique avec de l'eau). La sonde Cassini a découvert la preuve de la structure en couches sous la forme d'ondes radio naturelles à très basse fréquence dans l'atmosphère de Titan. On pense que la surface de Titan est un mauvais réflecteur d'ondes radio à extrêmement basse fréquence, de sorte qu'elles peuvent plutôt se refléter sur la limite liquide-glace d'un océan souterrain . Les caractéristiques de surface ont été observées par le vaisseau spatial Cassini pour se déplacer systématiquement jusqu'à 30 kilomètres (19 mi) entre octobre 2005 et mai 2007, ce qui suggère que la croûte est découplée de l'intérieur et fournit des preuves supplémentaires d'une couche liquide intérieure. Une autre preuve à l'appui d'une couche liquide et d'une coquille de glace découplées du noyau solide provient de la façon dont le champ de gravité varie lorsque Titan orbite autour de Saturne. La comparaison du champ de gravité avec les observations topographiques basées sur RADAR suggère également que la coque de glace peut être sensiblement rigide.

Formation

On pense que les lunes de Jupiter et de Saturne se sont formées par co-accrétion , un processus similaire à celui qui aurait formé les planètes du système solaire. Au fur et à mesure que les jeunes géantes gazeuses se formaient, elles étaient entourées de disques de matière qui se sont progressivement fusionnés en lunes. Alors que Jupiter possède quatre grands satellites sur des orbites très régulières, semblables à des planètes, Titan domine de manière écrasante le système de Saturne et possède une excentricité orbitale élevée qui ne s'explique pas immédiatement par la seule co-accrétion. Un modèle proposé pour la formation de Titan est que le système de Saturne a commencé avec un groupe de lunes similaires aux satellites galiléens de Jupiter , mais qu'ils ont été perturbés par une série d' impacts géants , qui continueraient à former Titan. Les lunes de taille moyenne de Saturne, comme Japet et Rhéa , se sont formées à partir des débris de ces collisions. Un début aussi violent expliquerait aussi l'excentricité orbitale de Titan.

Une analyse de 2014 de l'azote atmosphérique de Titan a suggéré qu'il provenait peut-être de matériaux similaires à ceux trouvés dans le nuage d' Oort et non de sources présentes lors de la co-accrétion de matériaux autour de Saturne.

Atmosphère

Image en couleurs vraies des couches de brume dans l'atmosphère de Titan

Titan est la seule lune connue avec une atmosphère significative , et son atmosphère est la seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de celle de la Terre. Les observations faites en 2004 par Cassini suggèrent que Titan est un "super rotateur", comme Vénus, avec une atmosphère qui tourne beaucoup plus vite que sa surface. Les observations des sondes spatiales Voyager ont montré que l'atmosphère de Titan est plus dense que celle de la Terre, avec une pression de surface d'environ 1,45 atm . Il est également environ 1,19 fois plus massif que l'ensemble de la Terre, soit environ 7,3 fois plus massif par surface. Les couches de brume opaques bloquent la plupart de la lumière visible du Soleil et d'autres sources et obscurcissent les caractéristiques de surface de Titan. La gravité plus faible de Titan signifie que son atmosphère est bien plus étendue que celle de la Terre. L'atmosphère de Titan est opaque à de nombreuses longueurs d' onde et, par conséquent, un spectre complet de réflectance de la surface est impossible à acquérir depuis l'orbite. Il a fallu attendre l'arrivée du vaisseau spatial Cassini-Huygens en 2004 pour que les premières images directes de la surface de Titan soient obtenues.

La composition atmosphérique de Titan est composée d'azote (97%), de méthane (2,7 ± 0,1%) et d'hydrogène (0,1–0,2%), avec des traces d'autres gaz. Il existe des traces d'autres hydrocarbures , tels que l'éthane , le diacétylène , le méthylacétylène , l'acétylène et le propane , et d'autres gaz, tels que le cyanoacétylène , le cyanure d'hydrogène , le dioxyde de carbone , le monoxyde de carbone , le cyanogène , l' argon et l'hélium . On pense que les hydrocarbures se forment dans la haute atmosphère de Titan lors de réactions résultant de la décomposition du méthane par la lumière ultraviolette du Soleil , produisant un épais smog orange. Titan passe 95 % de son temps dans la magnétosphère de Saturne, ce qui peut l'aider à se protéger du vent solaire .

L'énergie du Soleil aurait dû convertir toutes les traces de méthane dans l'atmosphère de Titan en hydrocarbures plus complexes en 50 millions d'années, une courte période par rapport à l'âge du système solaire. Cela suggère que le méthane doit être reconstitué par un réservoir sur ou à l'intérieur de Titan lui-même. L'origine ultime du méthane dans son atmosphère pourrait être son intérieur, libéré via les éruptions des cryovolcans .

Traces de gaz organiques dans l'atmosphère de TitanHNC (à gauche) et HC 3 N (à droite).

Le 3 avril 2013, la NASA a signalé que des produits chimiques organiques complexes , collectivement appelés tholins , apparaissent probablement sur Titan, sur la base d'études simulant l' atmosphère de Titan.

Le 6 juin 2013, des scientifiques de l' IAA-CSIC ont signalé la détection d' hydrocarbures aromatiques polycycliques dans la haute atmosphère de Titan.

Le 30 septembre 2013, du propène a été détecté dans l'atmosphère de Titan par le vaisseau spatial Cassini de la NASA , à l'aide de son spectromètre infrarouge composite (CIRS). C'est la première fois que du propène est trouvé sur une lune ou une planète autre que la Terre et c'est le premier produit chimique découvert par le CIRS. La détection de propène comble une mystérieuse lacune dans les observations qui remontent au premier survol planétaire rapproché de Titan par le vaisseau spatial Voyager 1 de la NASA en 1980, au cours duquel il a été découvert que de nombreux gaz qui composent la brume brune de Titan étaient des hydrocarbures, théoriquement formés via le recombinaison de radicaux créés par la photolyse ultraviolette du méthane par le Soleil.

Le 24 octobre 2014, du méthane a été trouvé dans les nuages ​​polaires de Titan.

Nuages ​​polaires, constitués de méthane, sur Titan (à gauche) comparés aux nuages ​​polaires sur Terre (à droite), qui sont constitués d'eau ou de glace d'eau.

Climat

Vortex polaire atmosphérique au-dessus du pôle sud de Titan

La température de surface de Titan est d'environ 94 K (-179,2 ° C). À cette température, la glace d'eau a une pression de vapeur extrêmement faible , de sorte que le peu de vapeur d'eau présente semble limitée à la stratosphère. Titan reçoit environ 1 % de lumière solaire en plus que la Terre. Avant que la lumière du soleil n'atteigne la surface, environ 90 % ont été absorbés par l'atmosphère épaisse, ne laissant que 0,1 % de la quantité de lumière que la Terre reçoit.

Le méthane atmosphérique crée un effet de serre à la surface de Titan, sans lequel Titan serait beaucoup plus froid. À l'inverse, la brume dans l'atmosphère de Titan contribue à un effet anti-serre en réfléchissant la lumière du soleil dans l'espace, annulant une partie de l'effet de serre et rendant sa surface nettement plus froide que sa haute atmosphère.

Nuages ​​de méthane (animé; juillet 2014).

Les nuages ​​de Titan, probablement composés de méthane, d'éthane ou d'autres composés organiques simples, sont dispersés et variables, ponctuant la brume globale. Les découvertes de la sonde Huygens indiquent que l'atmosphère de Titan pleut périodiquement du méthane liquide et d'autres composés organiques sur sa surface.

Les nuages ​​couvrent généralement 1 % du disque de Titan, bien que des événements d'explosion aient été observés dans lesquels la couverture nuageuse s'étend rapidement jusqu'à 8 %. Une hypothèse affirme que les nuages ​​du sud se forment lorsque des niveaux accrus d'ensoleillement pendant l'été austral génèrent un soulèvement de l'atmosphère, entraînant une convection . Cette explication est compliquée par le fait que la formation de nuages ​​a été observée non seulement après le solstice d'été austral mais aussi au milieu du printemps. L'augmentation de l'humidité du méthane au pôle sud contribue peut-être à l'augmentation rapide de la taille des nuages. C'était l'été dans l'hémisphère sud de Titan jusqu'en 2010, lorsque l'orbite de Saturne, qui régit le mouvement de Titan, a déplacé l'hémisphère nord de Titan vers la lumière du soleil. Lorsque les saisons changeront, on s'attend à ce que l'éthane commence à se condenser au-dessus du pôle sud.

Caractéristiques de la surface

Carte géologique mondiale de Titan (2019)

La surface de Titan a été décrite comme "complexe, traitée par fluide, [et] géologiquement jeune". Titan existe depuis la formation du système solaire, mais sa surface est beaucoup plus jeune, entre 100 millions et 1 milliard d'années. Les processus géologiques peuvent avoir remodelé la surface de Titan. L'atmosphère de Titan est quatre fois plus épaisse que celle de la Terre, ce qui rend difficile pour les instruments astronomiques d'imager sa surface dans le spectre de la lumière visible. Le vaisseau spatial Cassini a utilisé des instruments infrarouges, l'altimétrie radar et l'imagerie radar à synthèse d'ouverture (SAR) pour cartographier des parties de Titan lors de ses survols rapprochés. Les premières images ont révélé une géologie diversifiée, avec des zones à la fois rugueuses et lisses. Certaines caractéristiques peuvent être d'origine volcanique , dégorgeant de l'eau mélangée à de l'ammoniac à la surface. Il existe également des preuves que la coquille de glace de Titan pourrait être sensiblement rigide, ce qui suggérerait une faible activité géologique. Il existe également des caractéristiques striées, dont certaines s'étendent sur des centaines de kilomètres, qui semblent être causées par des particules soufflées par le vent. L'examen a également montré que la surface était relativement lisse; les quelques objets qui semblent être des cratères d'impact semblaient avoir été comblés, peut-être par des pluies d'hydrocarbures ou de volcans. L'altimétrie radar suggère que la variation de hauteur est faible, généralement pas plus de 150 mètres. Des dénivelés occasionnels de 500 mètres ont été découverts et Titan possède des montagnes qui atteignent parfois plusieurs centaines de mètres à plus d'un kilomètre de hauteur.

La surface de Titan est marquée par de vastes régions de terrain clair et sombre. Il s'agit notamment de Xanadu , une vaste zone équatoriale réfléchissante de la taille de l'Australie. Il a été identifié pour la première fois sur des images infrarouges du télescope spatial Hubble en 1994, puis vu par le vaisseau spatial Cassini . La région alambiquée est remplie de collines et découpée par des vallées et des gouffres. Il est sillonné par endroits par des linéaments sombres, éléments topographiques sinueux ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Ceux-ci peuvent représenter une activité tectonique , ce qui indiquerait que Xanadu est géologiquement jeune. Alternativement, les linéaments peuvent être des canaux formés par un liquide, suggérant un ancien terrain qui a été traversé par des systèmes de cours d'eau. Il existe des zones sombres de taille similaire ailleurs sur Titan, observées depuis le sol et par Cassini ; au moins l'une d'entre elles, Ligeia Mare , la deuxième plus grande mer de Titan, est presque une mer de méthane pur.

Mosaïque Titan d'un survol de Cassini . La grande région sombre est Shangri-La .
Titan en fausse couleur montrant les détails de surface et l'atmosphère. Xanadu est la région lumineuse en bas au centre.
Image composite de Titan en infrarouge. Il comprend les régions sombres et remplies de dunes Fensal (nord) et Aztlan (sud).

des lacs

Lacs Titan (11 septembre 2017)
Mosaïque radar Cassini en fausses couleurs de la région polaire nord de Titan. La coloration bleue indique une faible réflectivité radar, causée par les mers d'hydrocarbures, les lacs et les réseaux d'affluents remplis d'éthane liquide, de méthane et de N dissous
2
. Environ la moitié du grand corps en bas à gauche, Kraken Mare , est illustré. Ligeia Mare est en bas à droite.
Mosaïque de trois images Huygens du système de canaux sur Titan
Lacs bordés de Titan
(concept d'artiste)

La possibilité de mers d'hydrocarbures sur Titan a été suggérée pour la première fois sur la base des données de Voyager 1 et 2 qui ont montré que Titan avait une atmosphère épaisse d'environ la température et la composition correctes pour les supporter, mais des preuves directes n'ont été obtenues qu'en 1995 lorsque les données de Hubble et d'autres les observations ont suggéré l'existence de méthane liquide sur Titan, soit dans des poches déconnectées, soit à l'échelle d'océans à l'échelle d'un satellite, semblable à l'eau sur Terre.

La mission Cassini a confirmé la première hypothèse. Lorsque la sonde est arrivée dans le système saturnien en 2004, on espérait que les lacs ou les océans d'hydrocarbures seraient détectés à partir de la lumière solaire réfléchie par leur surface, mais aucune réflexion spéculaire n'a été initialement observée. Près du pôle sud de Titan, une caractéristique sombre énigmatique nommée Ontario Lacus a été identifiée (et plus tard confirmée comme étant un lac). Un littoral possible a également été identifié près du pôle via l'imagerie radar. Suite à un survol le 22 juillet 2006, au cours duquel le radar du vaisseau spatial Cassini a imagé les latitudes nord (qui étaient alors en hiver), plusieurs grandes taches lisses (et donc sombres au radar) ont été vues parsemant la surface près du pôle. Sur la base des observations, les scientifiques ont annoncé "des preuves définitives de lacs remplis de méthane sur la lune Titan de Saturne" en janvier 2007. L' équipe Cassini-Huygens a conclu que les caractéristiques imagées sont presque certainement les lacs d'hydrocarbures longtemps recherchés, les premiers corps stables de surface. liquide trouvé en dehors de la Terre. Certains semblent avoir des canaux associés au liquide et se trouvent dans des dépressions topographiques. Les caractéristiques de l'érosion liquide semblent être un événement très récent : les canaux dans certaines régions ont créé étonnamment peu d'érosion, ce qui suggère que l'érosion sur Titan est extrêmement lente, ou que d'autres phénomènes récents ont peut-être effacé des lits de rivières et des reliefs plus anciens. Dans l'ensemble, les observations radar de Cassini ont montré que les lacs ne couvrent qu'un petit pourcentage de la surface, ce qui rend Titan beaucoup plus sec que la Terre. La plupart des lacs sont concentrés près des pôles (où le manque relatif de lumière solaire empêche l'évaporation), mais plusieurs lacs d'hydrocarbures de longue date dans les régions désertiques équatoriales ont également été découverts, dont un près du site d'atterrissage de Huygens dans la région de Shangri-La. , qui fait environ la moitié de la taille du Grand Lac Salé dans l'Utah , aux États-Unis. Les lacs équatoriaux sont probablement des « oasis », c'est-à-dire que le fournisseur probable est les aquifères souterrains .

Fonctionnalité évolutive à Ligeia Mare

En juin 2008, le spectromètre de cartographie visuelle et infrarouge sur Cassini a confirmé la présence d'éthane liquide sans aucun doute dans Ontario Lacus. Le 21 décembre 2008, Cassini est passé directement au-dessus d'Ontario Lacus et a observé une réflexion spéculaire dans le radar. La force de la réflexion a saturé le récepteur de la sonde, indiquant que le niveau du lac n'a pas varié de plus de 3 mm (impliquant soit que les vents de surface étaient minimes, soit que le fluide hydrocarbure du lac est visqueux).

Rayonnement proche infrarouge du Soleil se reflétant sur les mers d'hydrocarbures de Titan

Le 8 juillet 2009, le VIMS de Cassini a observé une réflexion spéculaire indiquant une surface lisse, semblable à un miroir, sur ce qu'on appelle aujourd'hui Jingpo Lacus , un lac dans la région polaire nord peu après que la zone ait émergé de 15 ans d'obscurité hivernale. Les réflexions spéculaires indiquent une surface lisse semblable à un miroir, de sorte que l'observation a corroboré l'inférence de la présence d'un grand corps liquide tiré de l'imagerie radar.

Les premières mesures radar effectuées en juillet 2009 et janvier 2010 ont indiqué que l'Ontario Lacus était extrêmement peu profond, avec une profondeur moyenne de 0,4 à 3 m et une profondeur maximale de 3 à 7 m (9,8 à 23,0 pi). En revanche, la Ligeia Mare de l'hémisphère nord a été initialement cartographiée à des profondeurs supérieures à 8 m, le maximum discernable par l'instrument radar et les techniques d'analyse de l'époque. Une analyse scientifique ultérieure, publiée en 2014, a cartographié plus en détail les profondeurs des trois mers de méthane de Titan et a montré des profondeurs de plus de 200 mètres (660 pieds). Ligeia Mare a une profondeur moyenne de 20 à 40 m (66 à 131 pieds), tandis que d'autres parties de Ligeia n'ont enregistré aucune réflexion radar, indiquant une profondeur de plus de 200 m (660 pieds). Alors qu'elle n'est que la deuxième plus grande des mers de méthane de Titan, Ligeia "contient suffisamment de méthane liquide pour remplir trois lacs Michigan ".

En mai 2013, l'altimètre radar de Cassini a observé les canaux Vid Flumina de Titan, définis comme un réseau de drainage relié à la deuxième plus grande mer d'hydrocarbures de Titan, Ligeia Mare. L'analyse des échos altimétriques reçus a montré que les chenaux sont situés dans des canyons profonds (jusqu'à ~ 570 m), à flancs escarpés et présentent de fortes réflexions de surface spéculaires qui indiquent qu'ils sont actuellement remplis de liquide. Les élévations du liquide dans ces canaux sont au même niveau que Ligeia Mare avec une précision verticale d'environ 0,7 m, ce qui est cohérent avec l'interprétation des vallées fluviales noyées. Des réflexions spéculaires sont également observées dans les affluents d'ordre inférieur élevés au-dessus du niveau de Ligeia Mare, ce qui correspond au drainage alimentant le système de canaux principal. Il s'agit probablement de la première preuve directe de la présence de canaux liquides sur Titan et de la première observation de canyons profonds d'une centaine de mètres sur Titan. Les canyons de Vid Flumina sont ainsi noyés par la mer mais quelques observations isolées attestent de la présence de liquides de surface se trouvant à des altitudes plus élevées.

Au cours de six survols de Titan de 2006 à 2011, Cassini a recueilli des données de suivi radiométrique et de navigation optique à partir desquelles les enquêteurs ont pu déduire approximativement la forme changeante de Titan. La densité de Titan correspond à un corps composé d'environ 60 % de roche et de 40 % d'eau. Les analyses de l'équipe suggèrent que la surface de Titan peut monter et descendre jusqu'à 10 mètres au cours de chaque orbite. Ce degré de déformation suggère que l'intérieur de Titan est relativement déformable et que le modèle le plus probable de Titan est celui dans lequel une coquille glacée de plusieurs dizaines de kilomètres d'épaisseur flotte au sommet d'un océan mondial. Les découvertes de l'équipe, ainsi que les résultats d'études précédentes, laissent entendre que l'océan de Titan pourrait ne pas se trouver à plus de 100 kilomètres (62 mi) sous sa surface. Le 2 juillet 2014, la NASA a signalé que l'océan à l'intérieur de Titan pourrait être aussi salé que la mer Morte . Le 3 septembre 2014, la NASA a rapporté des études suggérant que les précipitations de méthane sur Titan pourraient interagir avec une couche de matériaux glacés sous terre, appelée «alcanofer», pour produire de l'éthane et du propane qui pourraient éventuellement alimenter les rivières et les lacs.

En 2016, Cassini a trouvé la première preuve de canaux remplis de liquide sur Titan, dans une série de canyons profonds et escarpés se jetant dans Ligeia Mare . Ce réseau de canyons, baptisé Vid Flumina, s'étend de 240 à 570 m de profondeur et présente des pentes allant jusqu'à 40°. On pense qu'ils se sont formés soit par soulèvement de la croûte terrestre, comme le Grand Canyon de la Terre , soit par un abaissement du niveau de la mer, soit peut-être une combinaison des deux. La profondeur de l'érosion suggère que les écoulements de liquide dans cette partie de Titan sont des caractéristiques à long terme qui persistent pendant des milliers d'années.

PIA12481 Réflexion spéculaire Titan.jpg
Lacs liquides sur titan.jpg
Photo d'une réflexion spéculaire infrarouge sur Jingpo Lacus , un lac de la région polaire nord Vue radar en perspective de Bolsena Lacus (en bas à droite) et d'autres lacs d'hydrocarbures de l'hémisphère nord
Cartes polaires Titan 2009-01 ISS.jpg
Changements du lac polaire Titan S. 2004-5.jpg
Images contrastées du nombre de lacs dans l'hémisphère nord de Titan (à gauche) et dans l'hémisphère sud (à droite) Deux images de l'hémisphère sud de Titan acquises à un an d'intervalle, montrant des changements dans les lacs polaires sud

Cratères d'impact

Image radar d'un cratère d'impact de 139 km de diamètre à la surface de Titan, montrant un fond lisse, un rebord accidenté et peut-être un pic central .

Les données radar, SAR et d'imagerie de Cassini ont révélé peu de cratères d'impact à la surface de Titan. Ces impacts semblent être relativement récents, comparés à l'âge de Titan. Les quelques cratères d'impact découverts comprennent un bassin d'impact à deux anneaux de 440 kilomètres de large (270 mi) nommé Menrva vu par l'ISS de Cassini comme un motif concentrique clair-sombre. Un cratère plus petit, de 60 kilomètres de large (37 mi), à fond plat nommé Sinlap et un cratère de 30 km (19 mi) avec un pic central et un fond sombre nommé Ksa ont également été observés. L'imagerie radar et Cassini a également révélé des "cratériformes", des caractéristiques circulaires à la surface de Titan qui peuvent être liées à l'impact, mais manquent de certaines caractéristiques qui rendraient l'identification certaine. Par exemple, un anneau de 90 kilomètres de large (56 mi) de matériau brillant et rugueux connu sous le nom de Guabonito a été observé par Cassini . On pense que cette caractéristique est un cratère d'impact rempli de sédiments sombres et soufflés par le vent. Plusieurs autres caractéristiques similaires ont été observées dans les régions sombres de Shangri-la et d'Aaru. Le radar a observé plusieurs caractéristiques circulaires qui pourraient être des cratères dans la région brillante de Xanadu lors du survol de Titan par Cassini le 30 avril 2006.

Ligeia Mare - SAR et des vues dégagées plus claires.

De nombreux cratères ou cratères probables de Titan présentent des preuves d'une érosion importante, et tous montrent des signes de modification. La plupart des grands cratères ont des bords percés ou incomplets, malgré le fait que certains cratères sur Titan ont des bords relativement plus massifs que partout ailleurs dans le système solaire. Il y a peu de preuves de formation de palimpsestes par relaxation viscoélastique de la croûte, contrairement aux autres grandes lunes glacées. La plupart des cratères n'ont pas de pics centraux et ont des sols lisses, probablement en raison de la génération d'impacts ou d'une éruption ultérieure de lave cryovolcanique . Le remplissage de divers processus géologiques est l'une des raisons du manque relatif de cratères de Titan; le blindage atmosphérique joue également un rôle. On estime que l'atmosphère de Titan réduit d'un facteur deux le nombre de cratères à sa surface.

La couverture radar à haute résolution limitée de Titan obtenue jusqu'en 2007 (22%) a suggéré l'existence de non-uniformités dans sa distribution de cratère. Xanadu a 2 à 9 fois plus de cratères qu'ailleurs. L'hémisphère avant a une densité 30% plus élevée que l'hémisphère arrière. Il y a des densités de cratères plus faibles dans les zones de dunes équatoriales et dans la région polaire nord (où les lacs et les mers d'hydrocarbures sont les plus courants).

Les modèles pré - Cassini des trajectoires et des angles d'impact suggèrent que là où l'impacteur frappe la croûte de glace d'eau, une petite quantité d'éjecta reste sous forme d'eau liquide dans le cratère. Il peut persister sous forme liquide pendant des siècles ou plus, suffisant pour "la synthèse de molécules précurseurs simples à l'origine de la vie".

Cryovolcanisme et montagnes

Image dans le proche infrarouge de Tortola Facula, considérée comme un possible cryovolcan

Les scientifiques ont longtemps émis l'hypothèse que les conditions sur Titan ressemblent à celles de la Terre primitive, mais à une température beaucoup plus basse. La détection d'argon-40 dans l'atmosphère en 2004 a indiqué que les volcans avaient engendré des panaches de "lave" composée d'eau et d'ammoniac. Les cartes globales de la distribution des lacs à la surface de Titan ont révélé qu'il n'y a pas assez de méthane de surface pour expliquer sa présence continue dans son atmosphère, et donc qu'une partie importante doit être ajoutée par des processus volcaniques.

Pourtant, il y a peu de caractéristiques de surface qui peuvent être interprétées sans ambiguïté comme des cryovolcans. L'une des premières de ces caractéristiques révélées par les observations radar de Cassini en 2004, appelée Ganesa Macula , ressemble aux caractéristiques géographiques appelées " dômes de crêpes " trouvées sur Vénus, et a donc été initialement considérée comme d'origine cryovolcanique, jusqu'à Kirk et al. a réfuté cette hypothèse lors de la réunion annuelle de l' American Geophysical Union en décembre 2008. Il s'est avéré que la caractéristique n'était pas du tout un dôme, mais semblait résulter d'une combinaison accidentelle de taches claires et sombres. En 2004 , Cassini a également détecté une caractéristique inhabituellement brillante (appelée Tortola Facula ), qui a été interprétée comme un dôme cryovolcanique. Aucune caractéristique similaire n'a été identifiée en 2010. En décembre 2008, les astronomes ont annoncé la découverte de deux "points lumineux" transitoires mais d'une durée de vie inhabituellement longue dans l'atmosphère de Titan, qui semblent trop persistants pour être expliqués par de simples conditions météorologiques, suggérant qu'ils étaient le résultat d'épisodes cryovolcaniques prolongés.

Une chaîne de montagnes mesurant 150 kilomètres (93 mi) de long, 30 kilomètres (19 mi) de large et 1,5 kilomètre (0,93 mi) de haut a également été découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne se situe dans l'hémisphère sud et on pense qu'elle est composée de glace matériau et recouvert de neige de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, peut-être influencé par un bassin d'impact à proximité, aurait pu ouvrir une brèche à travers laquelle le matériau de la montagne a remonté. Avant Cassini , les scientifiques supposaient que la majeure partie de la topographie de Titan serait constituée de structures d'impact, mais ces découvertes révèlent que, comme sur Terre, les montagnes se sont formées par des processus géologiques.

En 2008, Jeffrey Moore (géologue planétaire du centre de recherche Ames ) a proposé une autre vision de la géologie de Titan. Notant qu'aucune caractéristique volcanique n'avait été identifiée sans ambiguïté sur Titan jusqu'à présent, il a affirmé que Titan est un monde géologiquement mort, dont la surface n'est façonnée que par des cratères d'impact, l'érosion fluviale et éolienne , le gaspillage de masse et d'autres processus exogènes . Selon cette hypothèse, le méthane n'est pas émis par les volcans mais diffuse lentement hors de l'intérieur froid et raide de Titan. Ganesa Macula peut être un cratère d'impact érodé avec une dune sombre au centre. Les crêtes montagneuses observées dans certaines régions peuvent s'expliquer comme des escarpements fortement dégradés de grandes structures d'impact multi-anneaux ou comme le résultat de la contraction globale due au lent refroidissement de l'intérieur. Même dans ce cas, Titan peut encore avoir un océan interne constitué du mélange eutectique eau-ammoniac avec une température de 176 K (-97 ° C), ce qui est suffisamment bas pour s'expliquer par la désintégration des éléments radioactifs dans le noyau. Le terrain lumineux de Xanadu peut être un terrain dégradé fortement cratérisé similaire à celui observé à la surface de Callisto. En effet, si ce n'était de son absence d'atmosphère, Callisto pourrait servir de modèle à la géologie de Titan dans ce scénario. Jeffrey Moore a même appelé Titan Callisto avec la météo .

En mars 2009, des structures ressemblant à des coulées de lave ont été annoncées dans une région de Titan appelée Hotei Arcus, dont la luminosité semble fluctuer sur plusieurs mois. Bien que de nombreux phénomènes aient été suggérés pour expliquer cette fluctuation, les coulées de lave se sont élevées à 200 mètres (660 pieds) au-dessus de la surface de Titan, ce qui correspond à son éruption sous la surface.

En décembre 2010, l' équipe de la mission Cassini a annoncé le cryovolcan le plus fascinant jamais découvert. Nommée Sotra Patera , elle fait partie d'une chaîne d'au moins trois montagnes, chacune entre 1000 et 1500 m de hauteur, dont plusieurs sont surmontées de grands cratères. Le sol autour de leurs bases semble être recouvert de coulées de lave gelée.

Des reliefs de type cratère éventuellement formés via des éruptions cryovolcaniques explosives, de type maar ou formant une caldeira ont été identifiés dans les régions polaires de Titan. Ces formations sont parfois imbriquées ou se chevauchent et présentent des caractéristiques évoquant des explosions et des effondrements, telles que des rebords surélevés, des halos et des collines ou montagnes internes. L'emplacement polaire de ces caractéristiques et leur colocalisation avec les lacs et les mers de Titan suggèrent que des substances volatiles telles que le méthane pourraient les alimenter. Certaines de ces caractéristiques semblent assez récentes, ce qui suggère qu'une telle activité volcanique se poursuit jusqu'à présent.

La plupart des plus hauts sommets de Titan se situent près de son équateur dans ce qu'on appelle les "ceintures de crêtes". On pense qu'ils sont analogues aux montagnes plissées de la Terre telles que les Rocheuses ou l' Himalaya , formées par la collision et le flambage des plaques tectoniques, ou aux zones de subduction comme les Andes , où la lave ascendante (ou cryolava ) d'une plaque descendante en fusion s'élève à la surface. Un mécanisme possible pour leur formation est les forces de marée de Saturne. Parce que le manteau glacé de Titan est moins visqueux que le manteau magmatique de la Terre et parce que son substrat rocheux glacé est plus mou que le substrat rocheux granitique de la Terre, il est peu probable que les montagnes atteignent des hauteurs aussi élevées que celles de la Terre. En 2016, l'équipe Cassini a annoncé ce qu'elle croyait être la plus haute montagne de Titan. Situé dans la chaîne des Mithrim Montes, il mesure 3 337 m de haut.

Image VIMS en fausses couleurs de l'éventuel cryovolcan Sotra Patera , combinée à une carte 3D basée sur des données radar, montrant des pics de 1000 mètres de haut et un cratère de 1500 mètres de profondeur.

Si le volcanisme sur Titan existe vraiment, l'hypothèse est qu'il est entraîné par l'énergie libérée par la désintégration des éléments radioactifs dans le manteau, comme c'est le cas sur Terre. Le magma sur Terre est constitué de roche liquide, qui est moins dense que la croûte rocheuse solide à travers laquelle il éclate. Parce que la glace est moins dense que l'eau, le magma aqueux de Titan serait plus dense que sa croûte de glace solide. Cela signifie que le cryovolcanisme sur Titan nécessiterait une grande quantité d'énergie supplémentaire pour fonctionner, peut-être via la flexion des marées de Saturne à proximité. La glace à basse pression, recouvrant une couche liquide de sulfate d'ammonium , monte avec flottabilité et le système instable peut produire des événements de panache dramatiques. Titan est refait surface tout au long du processus par de la glace granulométrique et des cendres de sulfate d'ammonium, ce qui aide à produire un paysage en forme de vent et des caractéristiques de dunes de sable. Titan a peut-être été beaucoup plus actif géologiquement dans le passé ; les modèles de l'évolution interne de Titan suggèrent que la croûte de Titan n'avait que 10 kilomètres d'épaisseur jusqu'à il y a environ 500 millions d'années, permettant à un cryovolcanisme vigoureux avec des magmas d'eau à faible viscosité d'effacer toutes les caractéristiques de surface formées avant cette époque. La géologie moderne de Titan ne se serait formée qu'après que la croûte se soit épaissie à 50 kilomètres et ait ainsi entravé le resurfaçage cryovolcanique constant, tout cryovolcanisme se produisant depuis lors produisant un magma d'eau beaucoup plus visqueux avec des fractions plus importantes d'ammoniac et de méthanol; cela suggérerait également que le méthane de Titan n'est plus activement ajouté à son atmosphère et pourrait être entièrement épuisé en quelques dizaines de millions d'années.

La plupart des montagnes et des collines les plus importantes ont reçu des noms officiels de l' Union astronomique internationale . Selon JPL , "Par convention, les montagnes de Titan portent le nom des montagnes de la Terre du Milieu , le décor fictif des romans fantastiques de JRR Tolkien ." Les colles (collections de collines) portent le nom de personnages des mêmes œuvres de Tolkien.

Terrain équatorial sombre

Dunes de sable dans le désert du Namib sur Terre (en haut), comparées aux dunes de Belet sur Titan

Dans les premières images de la surface de Titan prises par des télescopes terrestres au début des années 2000, de vastes régions de terrain sombre ont été révélées à cheval sur l'équateur de Titan. Avant l'arrivée de Cassini , ces régions étaient considérées comme des mers d'hydrocarbures liquides. Les images radar capturées par le vaisseau spatial Cassini ont plutôt révélé que certaines de ces régions étaient de vastes plaines couvertes de dunes longitudinales , jusqu'à 330 pieds (100 m) de haut sur environ un kilomètre de large et des dizaines à des centaines de kilomètres de long. Les dunes de ce type sont toujours alignées avec la direction moyenne du vent. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants (vers l'est) se combinent avec des vents de marée variables (environ 0,5 mètre par seconde). Les vents de marée sont le résultat des forces de marée de Saturne sur l'atmosphère de Titan, qui sont 400 fois plus fortes que les forces de marée de la Lune sur Terre et ont tendance à pousser le vent vers l'équateur. Cette configuration des vents, a-t-on émis l'hypothèse, provoque l'accumulation progressive de matériaux granulaires à la surface dans de longues dunes parallèles alignées d'ouest en est. Les dunes se brisent autour des montagnes, là où la direction du vent change.

Les dunes longitudinales (ou linéaires) étaient initialement supposées être formées par des vents modérément variables qui soit suivent une direction moyenne, soit alternent entre deux directions différentes. Des observations ultérieures indiquent que les dunes pointent vers l'est bien que les simulations climatiques indiquent que les vents de surface de Titan soufflent vers l'ouest. À moins de 1 mètre par seconde, ils ne sont pas assez puissants pour soulever et transporter des matériaux de surface. Des simulations informatiques récentes indiquent que les dunes peuvent être le résultat de rares vents de tempête qui ne se produisent que tous les quinze ans lorsque Titan est en équinoxe . Ces tempêtes produisent de forts courants descendants, s'écoulant vers l'est jusqu'à 10 mètres par seconde lorsqu'ils atteignent la surface.

Le "sable" sur Titan n'est probablement pas constitué de petits grains de silicates comme le sable sur Terre, mais pourrait plutôt s'être formé lorsque du méthane liquide a plu et érodé le substrat rocheux de glace d'eau, peut-être sous la forme d'inondations soudaines. Alternativement, le sable pourrait également provenir de solides organiques appelés tholins , produits par des réactions photochimiques dans l'atmosphère de Titan. Des études sur la composition des dunes en mai 2008 ont révélé qu'elles possédaient moins d'eau que le reste de Titan, et sont donc très probablement dérivées de suie organique comme des polymères d'hydrocarbures s'agglomérant après la pluie sur la surface. Les calculs indiquent que le sable sur Titan a une densité d'un tiers de celle du sable terrestre. La faible densité combinée à la sécheresse de l'atmosphère de Titan pourrait provoquer l'agglutination des grains en raison de l'accumulation d'électricité statique. Le "collage" pourrait empêcher la brise généralement douce près de la surface de Titan de déplacer les dunes, bien que des vents plus puissants provenant de tempêtes saisonnières puissent encore les souffler vers l'est.

Autour de l'équinoxe, de forts vents descendants peuvent soulever des particules organiques solides de la taille d'un micron des dunes pour créer des tempêtes de poussière titaniennes, observées comme des éclaircissements intenses et de courte durée dans l'infrarouge.

Titan - trois tempêtes de poussière détectées en 2009-2010.

Observation et exploration

Voyager 1 vue de la brume sur le membre de Titan (1980)

Titan n'est jamais visible à l'œil nu, mais peut être observé à travers de petits télescopes ou de puissantes jumelles. L'observation amateur est difficile en raison de la proximité de Titan avec le brillant système de globe et d'anneaux de Saturne ; une barre d'occultation, recouvrant une partie de l'oculaire et servant à bloquer la planète lumineuse, améliore grandement la vision. Titan a une magnitude apparente maximale de +8,2 et une magnitude d'opposition moyenne de 8,4. Cela se compare à +4,6 pour le Ganymède de taille similaire, dans le système jovien.

Les observations de Titan avant l'ère spatiale étaient limitées. En 1907, l'astronome espagnol Josep Comas i Solà a observé l'assombrissement des membres de Titan, la première preuve que le corps a une atmosphère. En 1944 , Gerard P. Kuiper a utilisé une technique spectroscopique pour détecter une atmosphère de méthane.

Missions de survol : Pioneer et Voyager

La première sonde à visiter le système saturnien fut Pioneer 11 en 1979, qui révéla que Titan était probablement trop froid pour supporter la vie. Il a pris des images de Titan, y compris Titan et Saturne ensemble entre le milieu et la fin de 1979. La qualité a été rapidement dépassée par les deux Voyagers .

Titan a été examiné par Voyager 1 et 2 en 1980 et 1981, respectivement. La trajectoire de Voyager 1 a été conçue pour fournir un survol optimisé de Titan, au cours duquel le vaisseau spatial a pu déterminer la densité, la composition et la température de l'atmosphère, et obtenir une mesure précise de la masse de Titan. La brume atmosphérique a empêché l'imagerie directe de la surface, bien qu'en 2004, le traitement numérique intensif des images prises à travers le filtre orange de Voyager 1 ait révélé des indices des caractéristiques claires et sombres maintenant connues sous le nom de Xanadu et Shangri-la , qui avaient été observées dans l'infrarouge. par le télescope spatial Hubble. Voyager 2 , qui aurait été détourné pour effectuer le survol de Titan si Voyager 1 n'en avait pas été capable, ne passa pas près de Titan et continua vers Uranus et Neptune.

Études des signaux radio du survol du Titan de Cassini (concept d'artiste)

Cassini–Huygens

Image Cassini de Titan devant les anneaux de Saturne
Image Cassini de Titan, derrière Épiméthée et les anneaux

Même avec les données fournies par les Voyagers , Titan est resté un corps mystérieux - un gros satellite enveloppé dans une atmosphère qui rend difficile l'observation détaillée.

Le vaisseau spatial Cassini-Huygens a atteint Saturne le 1er juillet 2004 et a commencé le processus de cartographie de la surface de Titan par radar . Projet conjoint de l' Agence spatiale européenne (ESA) et de la NASA , Cassini–Huygens s'est avéré une mission très réussie. La sonde Cassini a survolé Titan le 26 octobre 2004 et a pris les images à la plus haute résolution jamais vues de la surface de Titan, à seulement 1 200 kilomètres (750 mi), discernant des taches de lumière et d'obscurité qui seraient invisibles à l'œil humain.

Le 22 juillet 2006, Cassini a effectué son premier survol ciblé et rapproché à 950 kilomètres (590 mi) de Titan; le survol le plus proche était à 880 kilomètres (550 mi) le 21 juin 2010. Du liquide a été trouvé en abondance à la surface dans la région polaire nord, sous la forme de nombreux lacs et mers découverts par Cassini .

Atterrissage de Huygens

Image in situ de Huygens de la surface de Titan - la seule image de la surface d'un corps plus éloigné que Mars
Même image avec un contraste amélioré

Huygens était une sonde atmosphérique qui s'est posée sur Titan le 14 janvier 2005, découvrant que bon nombre de ses caractéristiques de surface semblaient avoir été formées par des fluides à un moment donné dans le passé. Titan est le corps le plus éloigné de la Terre à avoir atterri à sa surface.

La sonde Huygens descend en parachute et se pose sur Titan le 14 janvier 2005

La sonde Huygens a atterri juste à côté de la pointe la plus à l'est d'une région brillante maintenant appelée Adiri . La sonde a photographié des collines pâles avec des "rivières" sombres descendant vers une plaine sombre. La compréhension actuelle est que les collines (également appelées hautes terres) sont composées principalement de glace d'eau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère par le rayonnement ultraviolet du Soleil, peuvent pleuvoir de l'atmosphère de Titan. Ils sont emportés sur les collines par la pluie de méthane et se déposent sur les plaines à des échelles de temps géologiques.

Après l'atterrissage, Huygens a photographié une plaine sombre couverte de petits rochers et de cailloux, qui sont composés de glace d'eau. Les deux rochers juste en dessous du milieu de l'image de droite sont plus petits qu'il n'y paraît : celui de gauche mesure 15 centimètres de diamètre, et celui du centre mesure 4 centimètres de diamètre, à une distance d'environ 85 centimètres de Huygens . Il y a des preuves d'érosion à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface du sol est plus sombre que prévu initialement, constituée d'un mélange d'eau et de glace d'hydrocarbure.

En mars 2007, la NASA, l'ESA et le COSPAR ont décidé de nommer le site d'atterrissage de Huygens la station commémorative Hubert Curien en mémoire de l'ancien président de l'ESA.

Libellule

La mission Dragonfly , développée et opérée par le Johns Hopkins Applied Physics Laboratory , sera lancée en juin 2027. Elle consiste en un gros drone propulsé par un RTG pour voler dans l'atmosphère de Titan comme New Frontiers 4. Ses instruments étudieront jusqu'où prébiotique la chimie a peut-être progressé. La mission devrait arriver sur Titan en 2034.

Missions proposées ou conceptuelles

Le ballon proposé pour la mission Titan Saturn System (interprétation artistique)

Plusieurs missions conceptuelles ont été proposées ces dernières années pour renvoyer une sonde spatiale robotique sur Titan. Le travail conceptuel initial a été achevé pour de telles missions par la NASA, l ' ESA et le JPL . À l'heure actuelle, aucune de ces propositions n'est devenue une mission financée.

La mission du système Titan Saturn (TSSM) était une proposition conjointe de la NASA et de l'ESA pour l'exploration des lunes de Saturne . Il envisage un ballon à air chaud flottant dans l'atmosphère de Titan pendant six mois. Il était en concurrence avec la proposition de financement de la mission Europa Jupiter System Mission (EJSM). En février 2009, il a été annoncé que l'ESA/NASA avait donné la priorité à la mission EJSM avant le TSSM.

Le Titan Mare Explorer (TiME) proposé était un atterrisseur à faible coût qui plongerait dans un lac de l'hémisphère nord de Titan et flotterait à la surface du lac pendant trois à six mois. Il a été sélectionné pour une étude de conception de phase A en 2011 en tant que mission candidate pour la 12e opportunité du programme de découverte de la NASA , mais n'a pas été sélectionné pour le vol.

Une autre mission vers Titan proposée début 2012 par Jason Barnes, un scientifique de l' Université de l'Idaho , est le véhicule aérien pour la reconnaissance in-situ et aéroportée de Titan (AVIATR) : un avion sans pilote (ou drone ) qui volerait à travers l'atmosphère de Titan et prendre des images haute définition de la surface de Titan. La NASA n'a pas approuvé les 715 millions de dollars demandés et l'avenir du projet est incertain.

Une conception conceptuelle pour un autre atterrisseur lacustre a été proposée fin 2012 par la société d'ingénierie privée espagnole SENER et le Centro de Astrobiología de Madrid . La sonde conceptuelle s'appelle Titan Lake In-situ Sampling Propelling Explorer (TALISE). La différence majeure par rapport à la sonde TiME serait que TALISE est envisagé avec son propre système de propulsion et ne se limiterait donc pas à simplement dériver sur le lac lorsqu'il s'échoue.

Un candidat au programme de découverte pour sa mission n ° 13 est Journey to Enceladus and Titan (JET), un orbiteur astrobiologique de Saturne qui évaluerait le potentiel d'habitabilité d' Encelade et de Titan.

En 2015, le programme Innovative Advanced Concepts (NIAC) de la NASA a accordé une subvention de phase II à une étude de conception d'un sous- marin Titan pour explorer les mers de Titan.

Conditions prébiotiques et vie

On pense que Titan est un environnement prébiotique riche en composés organiques complexes , mais sa surface est congelée à -179 ° C (-290,2 ° F; 94,1 K), de sorte que la vie telle que nous la connaissons ne peut pas exister sur la surface glaciale de la lune. Cependant, Titan semble contenir un océan mondial sous sa coquille de glace, et dans cet océan, les conditions sont potentiellement propices à la vie microbienne.

La mission Cassini-Huygens n'était pas équipée pour apporter la preuve de biosignatures ou de composés organiques complexes ; il a montré un environnement sur Titan qui est similaire, à certains égards, à ceux supposés pour la Terre primordiale. Les scientifiques supposent que l'atmosphère de la Terre primitive était de composition similaire à l'atmosphère actuelle sur Titan, à l'exception importante d'un manque de vapeur d'eau sur Titan.

Formation de molécules complexes

L' expérience Miller-Urey et plusieurs expériences suivantes ont montré qu'avec une atmosphère similaire à celle de Titan et l'ajout de rayonnement UV , des molécules complexes et des substances polymères comme les tholins peuvent être générées. La réaction commence par la dissociation de l'azote et du méthane, formant du cyanure d'hydrogène et de l'acétylène. D'autres réactions ont été largement étudiées.

Il a été rapporté que lorsque l'énergie était appliquée à une combinaison de gaz comme ceux de l'atmosphère de Titan, cinq bases nucléotidiques , les éléments constitutifs de l'ADN et de l' ARN , figuraient parmi les nombreux composés produits. De plus, des acides aminés , les éléments constitutifs des protéines, ont été trouvés. C'était la première fois que des bases nucléotidiques et des acides aminés étaient trouvés dans une telle expérience sans présence d'eau liquide.

Le 3 avril 2013, la NASA a signalé que des produits chimiques organiques complexes pourraient survenir sur Titan sur la base d'études simulant l' atmosphère de Titan.

Le 6 juin 2013, des scientifiques de l' IAA-CSIC ont signalé la détection d' hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP) dans la haute atmosphère de Titan.

Le 26 juillet 2017, les scientifiques de Cassini ont identifié positivement la présence d'anions de la chaîne carbonée dans la haute atmosphère de Titan qui semblaient être impliqués dans la production de grands composés organiques complexes. Ces molécules hautement réactives étaient auparavant connues pour contribuer à la construction de composés organiques complexes dans le milieu interstellaire, mettant ainsi en évidence un tremplin peut-être universel pour produire des matériaux organiques complexes.

Le 28 juillet 2017, des scientifiques ont rapporté que de l'acrylonitrile , ou cyanure de vinyle , (C 2 H 3 CN), peut-être essentiel à la vie en étant lié à la formation de la membrane cellulaire et de la structure des vésicules , avait été trouvé sur Titan.

En octobre 2018, des chercheurs ont signalé des voies chimiques à basse température allant de composés organiques simples à des produits chimiques complexes d' hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP). De telles voies chimiques peuvent aider à expliquer la présence de HAP dans l'atmosphère à basse température de Titan, et peuvent être des voies importantes, en termes d' hypothèse mondiale des HAP , dans la production de précurseurs de produits biochimiques liés à la vie telle que nous la connaissons.

Habitats souterrains possibles

Des simulations en laboratoire ont conduit à la suggestion qu'il existe suffisamment de matière organique sur Titan pour démarrer une évolution chimique analogue à ce que l'on pense avoir commencé la vie sur Terre. L'analogie suppose la présence d'eau liquide pendant des périodes plus longues que ce qui est actuellement observable; plusieurs hypothèses postulent que l'eau liquide d'un impact pourrait être préservée sous une couche d'isolation gelée. Il a également été émis l'hypothèse que des océans d'ammoniac liquide pourraient exister profondément sous la surface. Un autre modèle suggère une solution ammoniac-eau jusqu'à 200 kilomètres (120 mi) de profondeur sous une croûte de glace d'eau avec des conditions qui, bien qu'extrêmes selon les normes terrestres, sont telles que la vie pourrait survivre. Le transfert de chaleur entre les couches intérieures et supérieures serait essentiel au maintien de toute vie océanique souterraine. La détection de la vie microbienne sur Titan dépendrait de ses effets biogéniques, avec le méthane et l'azote atmosphériques examinés.

Méthane et vie en surface

On a émis l'hypothèse que la vie pourrait exister dans les lacs de méthane liquide sur Titan, tout comme les organismes sur Terre vivent dans l'eau. De tels organismes inhaleraient du H 2 à la place de l'O 2 , le métaboliseraient avec de l'acétylène au lieu du glucose et exhaleraient du méthane au lieu du dioxyde de carbone. Cependant, de tels organismes hypothétiques devraient se métaboliser à une température de congélation de -179,2 ° C (-290,6 ° F; 94,0 K).

Toutes les formes de vie sur Terre (y compris les méthanogènes ) utilisent l'eau liquide comme solvant ; on suppose que la vie sur Titan pourrait plutôt utiliser un hydrocarbure liquide, comme le méthane ou l'éthane, bien que l'eau soit un solvant plus puissant que le méthane. L'eau est également plus réactive chimiquement et peut décomposer de grosses molécules organiques par hydrolyse . Une forme de vie dont le solvant serait un hydrocarbure ne courrait pas le risque que ses biomolécules soient ainsi détruites.

En 2005, l' astrobiologiste Chris McKay a fait valoir que si la vie méthanogène existait à la surface de Titan, cela aurait probablement un effet mesurable sur le rapport de mélange dans la troposphère de Titan : les niveaux d'hydrogène et d'acétylène seraient sensiblement inférieurs à ceux auxquels on s'attendrait. En supposant des taux métaboliques similaires à ceux des organismes méthanogènes sur Terre, la concentration d'hydrogène moléculaire chuterait d'un facteur 1000 à la surface du Titanien uniquement en raison d'un hypothétique puits biologique. McKay a noté que, si la vie est effectivement présente, les basses températures sur Titan entraîneraient des processus métaboliques très lents, qui pourraient éventuellement être accélérés par l'utilisation de catalyseurs similaires aux enzymes. Il a également noté que la faible solubilité des composés organiques dans le méthane présente un défi plus important pour toute forme de vie possible. Les formes de transport actif et les organismes avec de grands rapports surface/volume pourraient théoriquement atténuer les inconvénients posés par ce fait.

En 2010, Darrell Strobel, de l'Université Johns Hopkins , a identifié une plus grande abondance d'hydrogène moléculaire dans les couches atmosphériques supérieures de Titan par rapport aux couches inférieures, plaidant pour un flux descendant à un taux d'environ 10 28 molécules par seconde et la disparition de l'hydrogène. près de la surface de Titan ; comme l'a noté Strobel, ses découvertes étaient conformes aux effets que McKay avait prédits si des formes de vie méthanogènes étaient présentes. La même année, une autre étude a montré de faibles niveaux d'acétylène à la surface de Titan, qui ont été interprétés par McKay comme cohérents avec l'hypothèse d'organismes consommant des hydrocarbures. Tout en réitérant l'hypothèse biologique, il a averti que d'autres explications aux découvertes d'hydrogène et d'acétylène sont plus probables : les possibilités de processus physiques ou chimiques encore non identifiés (par exemple, un catalyseur de surface acceptant des hydrocarbures ou de l'hydrogène), ou des défauts dans les modèles actuels de flux de matières. . Les données de composition et les modèles de transport doivent être étayés, etc. Même ainsi, bien qu'il ait dit qu'une explication catalytique non biologique serait moins surprenante qu'une explication biologique, McKay a noté que la découverte d'un catalyseur efficace à 95 K (−180 ° C ) serait toujours significatif.

Comme le note la NASA dans son article de presse sur les découvertes de juin 2010 : "À ce jour, les formes de vie à base de méthane ne sont qu'hypothétiques. Les scientifiques n'ont encore détecté cette forme de vie nulle part." Comme le dit également la déclaration de la NASA : "certains scientifiques pensent que ces signatures chimiques renforcent l'argument en faveur d'une forme de vie primitive et exotique ou d'un précurseur de la vie à la surface de Titan".

En février 2015, une membrane cellulaire hypothétique capable de fonctionner dans du méthane liquide à des températures cryogéniques (congélation profonde) a été modélisée. Composé de petites molécules contenant du carbone, de l'hydrogène et de l'azote, il aurait la même stabilité et flexibilité que les membranes cellulaires sur Terre, qui sont composées de phospholipides , composés de carbone, d'hydrogène, d'oxygène et de phosphore . Cette membrane cellulaire hypothétique a été appelée " azotosome ", une combinaison de " azote ", français pour azote, et " liposome ".

Obstacles

Malgré ces possibilités biologiques, il existe de formidables obstacles à la vie sur Titan, et toute analogie avec la Terre est inexacte. Très éloignée du Soleil , Titan est glaciale et son atmosphère est dépourvue de CO 2 . A la surface de Titan, l'eau n'existe que sous forme solide. En raison de ces difficultés, des scientifiques tels que Jonathan Lunine ont considéré Titan moins comme un habitat probable pour la vie que comme une expérience pour examiner des hypothèses sur les conditions qui prévalaient avant l'apparition de la vie sur Terre. Bien que la vie elle-même n'existe peut-être pas, les conditions prébiotiques sur Titan et la chimie organique associée restent d'un grand intérêt pour comprendre l'histoire ancienne de la biosphère terrestre. L'utilisation de Titan comme expérience prébiotique implique non seulement l'observation à travers un vaisseau spatial, mais aussi des expériences en laboratoire et une modélisation chimique et photochimique sur Terre.

Hypothèse de panspermie

On émet l'hypothèse que de grands impacts d'astéroïdes et de comètes sur la surface de la Terre pourraient avoir fait échapper des fragments de roche chargée de microbes à la gravité terrestre, suggérant la possibilité d'une panspermie . Les calculs indiquent que ceux-ci rencontreraient de nombreux corps du système solaire, y compris Titan. D'autre part, Jonathan Lunine a soutenu que tout être vivant dans les lacs d'hydrocarbures cryogéniques de Titan devrait être si différent chimiquement de la vie terrestre qu'il ne serait pas possible que l'un soit l'ancêtre de l'autre.

Conditions futures

Les conditions sur Titan pourraient devenir beaucoup plus habitables dans un avenir lointain. Dans cinq milliards d'années, alors que le Soleil devient une géante rouge , sa température de surface pourrait augmenter suffisamment pour que Titan puisse supporter de l'eau liquide à sa surface, la rendant habitable. À mesure que la production d'ultraviolets du Soleil diminue, la brume dans la haute atmosphère de Titan s'appauvrit, diminuant l'effet anti-serre à la surface et permettant à la serre créée par le méthane atmosphérique de jouer un rôle beaucoup plus important. Ces conditions réunies pourraient créer un environnement habitable et persister pendant plusieurs centaines de millions d'années. Il est proposé que cela ait été suffisant pour que la vie simple se reproduise sur Terre, bien que la présence d'ammoniac sur Titan entraînerait des réactions chimiques plus lentes.

Voir également

Les références

Bibliographie

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