TITAN

Dernière mise à jour:  9 Novembre 2008

Assolissage de Huygens : Premiers résultats

TITAN TOUR 2008

Video proposée par le CICLOPS sur Titan et la mission Cassini - 15 Octobre 2007

Suivez aussi la mission  Cassini- Huygens sur FLASHESPACE.COM
interviews et infos en astronomie sur astrofile.net

Note: pour rendre la navigation plus facile: la date des survols est liée à la page JPL correspondante; les textes retouchés lors de la dernière mise à jour sont en orange, les paragraphes nouveaux sont directement accessibles ici: NOUVEAU

Accès direct aux images des différents survols de Titan

Note: afin d'accélérer les changements, cette partie du site couvre à présent 3 pages accessibles par les menus ci dessous.
 La page 2 est consacrée plus particulièrement à la surface de Titan.
La page 3 est consacrée aux mers nouvellement découvertes

Amusez vous avec CASSIE (Cassini at Saturn Interactive Explorer)
qui permet de suivre Cassini et d'explorer l'environnement de Saturne en 3D.

PARAMÈTRES ORBITAUX A LA DECOUVERTE DE TITAN DERNIERES NOUVELLES PAR CASSINI-HUYGENS UNE VIELLE TERRE CONGELEE ? TITAN ET LA VIE VOL VERS TITAN (Cassini au jour le jour)

Photo JPL - Titan par Voyager 1... et par Cassini le 4/07/2004

CARACTERISTIQUES PHYSIQUES UNE ATMOSPHERE MYSTERIEUSE Apports des missions Voyager UNE SURFACE ENIGMATIQUE Histoire Carte Hubble Space Telescope (HST) Carte European Southern Observatory (ESO) Les terrains cratérisés Les régions sombres Les marques d'érosion Les régions polaires Fissures et failles Régions montagneuses REFERENCES

C Huygens 1655	W Herschel 1789	Alors vint Carl Sagan 1970 - 1980	Récits de Vogager 1980	Ici Hubble 1990	les nuits du VLT 2004	In situ veritas Cassini - 2004 2010	Demain... Prométhée
Découvre Titan	Nomme le satellite	Reconstitution expérimentale de l'atmosphère, exobiologie	Premières données, composition de l'atmosphère, mesures de densité	Premières cartes de la surface	l'optique adaptative permet des cartes d'une précision qui "espante"	Un monde plat, sculpté par des écoulements de méthane volcanique formant des fleuves. Premières vues du sol.	Des ballons dans l'atmosphère, des rovers sur le sol, des hommes, un jour, lorsque, suivant la loi commune, je serais passé de la nature à l'éternité.

Sphère d’incertitudes
océans des possibles
l’esprit s'élance espérant à l’ombre des anneaux
les voies de la raison perçant les voiles opaques
dans l’attente de sombres flots si souvent espérés
d’une marée de glaces sous des cieux étrangers
nous espérons la vie dans les exhalaisons putrides

nous voulons le microbe sous les roches muettes
espérance d'une vie au dela de l’abîme
fraternité d’ancêtres au temps des mondes jeunes
angoisse de solitude au coeur de l’âme humaine
nos instruments vont sonder de leurs yeux métalliques
ces contrèes ignorées ou foisonnent nos doutes
apportant telle une fugitive étoile
quelques lueur irisées de la planète bleue

RR, 2004

Un monde énigmatique, à des millions de Km de la Terre, orbitant autour de Saturne, voilé d'une brume opaque...
Se pourrait-il qu'il ai vu se développer d'exotiques formes de vie ?

Premières "cartes" de Titan. Les régions sont baptisées par la NASA, leur nom définitif devra être approuvé par l'UAI.
J'ai repris les vues trop peu contrastées visibles sur le site du JPL...
carte complète établie en Octobre 2007

Familiarisons nous avec les faculae et les virgae ! Visiblement, les ingénieurs JPL se sont inspirés de la mythologie précolombienne (ou indienne ?) ainsi que des îles de la Terre...	1 Guabonito, 2 Kerguelen facula, 3 Santorini Facula, 4 Veles, 5 Vis facula, 6 Tortola facula, 7 Crete facula, 8 Nicobar facula, 9 Oahu facula, 10 Mindanao facula, 11 Shikoku facula.

Note: les photos et illustrations sont gracieusement fournies par le JPL, la NASA ou l'ESA. Que ces agences soient remerciées pour la mise de ces magnifiques documents dans le domaine public. Les schemas personnels que j'ai réalisé sont librement copiables, pour peu qu'un lien renvoie vers ce site ou que leur origine soit mentionnée. Pour toutes remarques ou suggestion : un mail ici !

Paramètres orbitaux

Caractéristiques physiques

Titan comparé aux planètes telluriques (première ligne) et à des satellites (la Lune, Io, Europe, Ganyméde et Callisto) représentés à la même échelle. Photomontage JPL Distance moyenne de Saturne (demi grand axe de l'orbite) : 1221850  km Révolution autour de Saturne en 15 jours 22 h 41 mn (sens direct) . Présenterait la même face à Saturne pendant toute sa révolution (comme le Lune pour la Terre) , donc un "jour" sur Titan dure 15 j 22h 41 mn (confirmé par Lemmon & al., université de l'Arizona). Les travaux de Richardson &al. (2004) donnent une période de rotation de 15.9458 +/- 0.0016 jours  à comparer avec une période orbitale de 15.945421 +/- 0.000005 jours. Inclinaison orbitale par rapport à l'équateur de Saturne: 0,33° (Saturne elle même est inclinée de 2° 30' sur l'écliptique) Existence de 2 saisons de 7,5 ans Excentricité : 0.03 Vitesse orbitale moyenne: 5,6 km/s Tourne autour du Soleil en 29 ans et 167 j. Distance moyenne au Soleil : 9,55 UA soit 1430 millions de km.

Diamètre : 5150 Km soit 1/24 du diamètre de Saturne. Plus gros satellite de saturne, n°2 du système solaire, derrière Ganymède, satellite de Jupiter. Titan est donc plus gros que la planète Mercure (4847 km). Superficie: 83 millions de km2, (2 fois l'Asie). Masse: 1,35 x 10 (26) g soit 2 masses lunaires Densité : 1,8 Atmosphère : oui (N2 et quelques % CH4). Pression atmosphérique : 1,6 Bar Température moyenne près de la surface: - 180 °C vitesse de libération: 2,65 km/s Gravité au sol: 14 % de la gravité terrestre. Albédo : 0,21 Flux énergétique solaire à la surface: (Terre 1400 W/m2): 1 à 2 W/m2 Absence de champ magnétique détecté à ce jour.

Traitement progressif des images de Titan prise le 26/10/2004 par cassini (images JPL). UNE VIDEO PERSONNELLE "RECONSTITUANT" LA DESCENTE VERS TITAN DE HUYGENS IMAGES RADAR: ATTENTION: Les images obtenues par le radar à synthèse d'ouverture de Cassini ne correspondent pas à des images en optique: les zones brillantes peuvent être rugueuses ou en pente, et certaines structures visibles peuvent en fait être profondes, recouvertes par des matériaux transparents aux ondes radar. Carte de Titan publiée en Mars 2006 - NASA/JPL cliquer dessus pour image haute définition. NOUVEAU: le TITAN VIRTUAL TOUR, excellente animation interactive de la NASA.

Premier résumé de l'activité de Cassini Huygens Ces images en infra rouge (980 nm) montrent la surface du satellite. L'image centrale est un compositage permettent de mieux voir les contrastes. L'image de droite a été traitée pour éliminer les résidus atmosphériques. Des terrains cratérisés apparaissent, ainsi que des vallées brillantes et , à l'ouest de xanadu (structure blanche) un ensemble apparaissant sombre. Des nuages blancs surmontent le pôle S. La vue RADAR en fausse couleur, publiée le 5 Novembre, couvre 150 x 300 km.  Les zones vertes représentent des étendues sans grand relief, planes (liquides?) alors que les couleurs vives correspondent à des zones plus rugueuses.  Les structures linéaires, dans les zones sombres, sont peut être des chenaux (ou des vallées?): leur nature exacte reste inconnue. Cette vue ne laisse pas apparaître de cratères d'impact, ce qui plaide en faveur  de l'existence d'une "géologie" active et d'une atmosphère existant depuis longtemps, donc stable... RESULTATS SCIENTIFIQUES: DOSSIERS CHARM: (Cassini-Huygens Analysis and Results from the Mission) Music 4 Titan 4 morceaux de musique embarqués sur Huygens Accessibles sur l'Itune music store (1 gratuit) Le bouclier thermique de Huygens a été construit par EADS (aérospatiale): protégera t'il bien la sonde dans une atmosphère inconnue ? l'interview du concepteur ILS ONT REUSSIT ! Ci dessous, premières images  d'un monde nouveau et une terre nouvelle ... (photos ESA/NASA) Analyse VIDEO JPL reconstituant l'assolissage (attention, définition limitée) Titan lors du survol de Janvier 2006 - NASA/JPL

Un peu d'histoire.

Titan a été découvert en Mars 1655 par l'astronome et opticien néerlandais Christiaan Huygens, brillant physicien qui a laissé son nom à un type d'oculaire. De magnitude 8,3, Titan est visible dans les plus modestes instruments d'astronomie comme une étoile jaunâtre brillante près de Saturne.

Toutefois, Galilée ne le découvrit pas lorsque, en 1610, il observa cette planète: la qualité de l'objectif de sa lunette, grossissant 30 fois à peine, était si médiocre qu'il ne pu même pas obtenir une image claire des anneaux de Saturne, dont il prit l'image déformée pour celle de deux satellites (dessin ci contre: Saturne par Galilée).
Ce fut donc 45 ans plus tard que Huygens découvrit non seulement Titan, mais aussi les anneaux: " la planète est entourée d'un anneau mince et plat, ne touchant nulle part la planète, et incliné par rapport à l'écliptique ". Il publia ses découvertes, dont la première détermination de la période de révolution de Titan (mesurée par lui à 15 jours 22h et 41 mn 11s, soit avec une erreur de... 13 s seulement), dans un ouvrage paru en 1659, systema Saturnum.

Par la suite, les astronomes eurent surtout à coeur l'étude du remarquable et énigmatique système des anneaux (ci contre: premier dessin représentant les anneaux) et les satellites passèrent au second plan: périodiquement, lorsque les anneaux devenaient peu visibles, de nouveaux satellites de Saturne étaient découverts. Il en fut ainsi pour Japet et Rhea mais aussi pour la plupart des nombreux satellites du "seigneur des anneaux" (cf tableau).

C'est W. Herschel (ainsi que son fils John) qui donna leur nom définitif aux 7 satellites de Saturne connus à son époque en s'inspirant des noms des Titans mentionnés par Hésiode dans sa théogonie. Titan fut ainsi baptisé parce qu'il était le plus brillant des "enfants de Saturne".

Année	Satellite	Découvreur(s)
1671 - 1672	Japet, Rhea	Giovanni Cassini
1684	Téthys, Dioné	Giovanni Cassini
1789	Mimas, Encelade,	William Herschel
1848	Hyperion	William et Georges Bond, William Lassell
1898	Phoébé	William Pickering
1921	première éclipse observée de Rhea par Titan	Comrie et Levin
1966	Janus	Audouin Dollfus
1980 voyager 1	Epiméthée Hélène Télesto Calypso Atlas Prométhée, Pandore	S. Larson, J. Fountain et R. Walker J. Lecacheux et P. Laques B. Smith, S. Larson, J. Fountain, H. Reitsema K. Seidelmann, D. Pascu, W. Baum, D. Currie R. Terrile S.A. Collins
1990 voyager 2	Pan	M. Showalter
2000	Ymir, Paaliak, Siarnak, Tarvos, Kiviuq, Ijiraq, Thyrmr, Skathi, Mundilfari, Erriapo, Albiorix, Suttungr	11 Satellites ont été détectés, principalement par l'équipe de B. Gladman. Il s'agit de cailloux de quelques km de diamètre.
2004		Cassini a déjà identifié 6 nouveaux satellites. Il est probable que plusieurs dizaines de cailloux seront ajoutés à cette liste...

Une représentation à l'échelle des enfants de Saturne! De gauche à droite: Pan, Atlas, Prométhée et Pandore, Janus et Epiméthée, Mimas, Encélade, Telesto, Calypso et Tethys, Dioné (Helène est invisible à l'échelle), Rhea, Titan himself puis Hypérion, Japet et Phoebe. Infographie JPL Ci dessus: emplacement respectifs des orbites des satellites - infographie NASA Cliquer ici pour une revue en image des satellites de Saturne (lien NASA)

 

Une atmosphère mystérieuse.

L'astronome Catalan JC Solà a été le premier à suspecter l'existence d'une atmosphère épaisse sur Titan (Solà, 1905) en se basant sur les différences d'intensité lumineuse entre le centre brillant et les bords plus sombre du satellite. Il fit l'hypothèse que la lumière réfléchie au bord du satellite était affaiblie par une épaisseur d'atmosphère supérieure à celle franchie par la lumière renvoyée par le centre du disque (voir dessin ci contre).

C'est à la suite de cette observation que Sir James Jeans, en 1925, montrera que, la gravité de Titan étant insuffisante pour retenir une épaisse atmosphère, la présence de cette dernière devait impliquer une très faible agitation thermique, donc une basse température (ainsi que, comme nous le verrons, une dynamique de renouvellement des gaz). Sir Jeans donna ainsi une limite à la température de l'atmosphère Titanienne, qu'il calcula comprise entre - 213 et - 173 °C. Il montra également que, dans cette plage de température, les éléments de poids atomique inférieur à 16 ne pouvait perdurer dans l'atmosphère de Titan, car sa gravité n'empêchait pas leur évasion dans l'espace.

La première preuve indiscutable de l'existence d'une atmosphère sur Titan fut l'obtention de la signature spectrale du méthane en 1944 par Gerard Kuiper. Ce dernier propose aussi que la couleur orange de Titan soit due aux interactions entre sa surface et les gaz de son atmosphère. De nombreux astronomes pensent, comme Kuyper, que Titan est un monde semblable à Mars, avec une atmosphère peu épaisse laissant apercevoir sa surface. En 1961, Audouin Dollfus essai de cartographier le satellite à l'aide du télescope de 60 cm (à présent disponible pour les amateurs) du pic du Midi. La même année, des travaux de photométrie, précisés en 1973 (Veverka, Zellner), vont démontrer l'existence d'une atmosphère épaisse, opaque et parcourue de nuages.

Jusqu'aux missions voyager, les connaissances progressent donc peu, de nombreuses interrogations se faisant jour sur la densité, la température et la composition précise de ce manteau gazeux aussi froid que singulier. On doit toutefois remarquer, en 1971,  les travaux de Carl Sagan qui prédisent l'existence de molécules organiques complexes  dans l'atmosphère du satellite.

La première sonde spatiale a atteindre Titan a été Pioneer 11 le 3 septembre 1979. Une des premières photos prises, malgré sa qualité médiocre, permit de constater que la luminosité du satellite n'était pas égale: un des hémisphère semblait plus brillant que l'autre (Photo de Titan le 3/09/1979, à 3,6 millions de km. JPL - NASA)

A la fin des années 70 (Voyager 1 atteint le système saturnien en novembre 80), plusieurs modèles se proposaient de décrire l'atmosphère Titanienne:

• J. Caldwell et R. Danielson proposaient une atmosphère ténue (0,02 bar de pression au sol) composée à 90 % de méthane pour une température au sol de - 190 °C.
• D. Hunten, en se basant sur des réflexions radar, proposait une épaisse atmosphère (20 bar de pression au sol) composée à 90 % d'azote et d'hydrogène moléculaire, donnant une température au sol de -70°C . Ce modèle permettait que se déroulent de nombreuses réactions chimiques comparables à celles ayant eu lieu dans l'atmosphère primitive de la Terre.
• T. Owen et WJ Jaffe, à l'aide d'observations menées à l'aide des radiotélescopes du VLA, penchaient en faveur d'une atmosphère contenant une quantité de N2 maximum correspondant à 2 bar, pour une température de - 186 °C.

Les instruments des sondes voyager (et en particulier les spectromètres IR) allaient infirmer, dans le détail, chacun des modèles présentés, mais c'est celui de Hunten qui, de loin, s'approchait le plus de la vérité.

L'apport décisif des missions voyager, et après.

Note: Une revue extrêmement complète des connaissances sur Titan AVANT Cassini-Huygens est accessible (en anglais) grâce aux travaux du britannique AD Fortes, de l'UCL (University College of London)

Bien que l'aspect de Titan dans le visible soit décevant (une boule orangée, certains nuages ayant été identifiés à 250 km de la surface), les spectromètres IR et UV de la sonde permirent d'analyser la composition de la haute atmosphère: entre 82 et 94 % d'azote, puis environ 8% de méthane ainsi que de de l'argon (Khare & al., 2001). La présence d'argon a été confirmé par Huygens, et signale une géologie active. Cette sonde a également précisé la teneur en méthane, qui passe de 1,5 % seulement en altitude à 5 % près du sol.

Le 3 Juillet 1989, Titan a occulté l'étoile 28 Sgr, ce qui a permis d'obtenir de nouvelles données sur son atmosphère et de confirmer l'existence de changements saisonniers de son aspect et, peut être, de sa composition.

André Brack, responsable du seul (!) laboratoire d'exobiologie français, à Orléans, déclarait que c'était " une atmosphère " à la Miller" dont rêvent les chimistes du prébiotique."

Ci dessus: à 22000 km de distance, voyager 1 a réalisé cette vue de profil de l'atmosphère de Titan montrant une brume d'altitude (bleue) surmontant de 500 km des nuages opaques orangés. - photo JPL - Cette brume reflète la lumière solaire et est à l'origine d'un refroidissement supplémentaire de la surface  de 7°C environ (Kasting, 2004).

Ci dessus : vue à contre jour par voyager 1, l'atmosphère de Titan apparaît nettement. Photo JPL/NASA Ci dessus: tholine synthétisée dans le laboratoire de F Raulin. Photo extraite d'un film ESA/Raulin

Néanmoins, les gaz détectés ne sauraient expliquer l'aspect brumeux et opaque de l'atmosphère. Celle ci est obscurcie par des molécules bien plus complexes. On peut supposer que ces molécules qui se forment dans la haute atmosphère (200 km d'altitude, - 100 °C) grâce à l'énergie des divers rayonnements solaires, à l'influence de la magnétosphère de Saturne et aux ions Mg d'origine météoritique (Petrie S., 2004). En effet, cet ion intervient sous forme de radical MgNC dans la formation de nombreuses molécules  organiques, lesquelles  sédimentent ensuite sur le "sol" de Titan pour former des couches d'une centaine de m d'épaisseur. Auparavant, elles forment dans l'atmosphère un aérosol de particules de 0,3 mm qui contribue à masquer la surface de Titan.   Il y a assez peu d'équipes qui travaillent sur l'environnement de Titan. Les nom des chercheurs ayant travaillé avec le célèbre et regretté Carl Sagan, de l'université Cornell, reviennent souvent dans les publications. Nul doute que les futurs résultats permettront de motiver et former une nouvelle génération de chercheurs. Depuis 1986, la haute atmosphère de Titan (CH4 sous quelques dixièmes de bar) a été reconstituée plusieurs fois en laboratoire: dans les divers modes opératoires, un mélange de 9 parties de diazote pour une de méthane est bombardé de particules chargées représentant les protons et électrons pris au piège dans la magnétosphère de Saturne (Khare & al., 2001).  Les protocoles expérimentaux peuvent également prendre en compte d'autres sources d'énergie, comme les rayonnements UV solaires où les éclairs. C'est le cas dans le film réalisé par l'ESA dans le labo de C Raulin (extraits) que j'ai remonté afin de montrer le montage expérimental: un tube contenant le mélange de gaz est immergé dans de l'azote liquide, l'énergie étant fournie par décharges électriques. Ne perdons pas de vue que ces reconstitutions sont des équivalents, non des reproductions fidèles, de l'atmosphère de Titan. La section CHARM propose un dossirr sur la chimie de l'atmosphère de Titan: Titan: The Solar System's Abiotic Petroleum Factory (Titan, l'usine prétrolifère abiotique du systéme solaire)

Dans toutes ces reconstitution, les équipes de recherche ont obtenu un mélange de molécules organiques d'une couleur évoluant du jaune - orangé vers le noir. Ce mélange a été nommé tholine (d'après le terme grec tholos, boueux), et il présente des caractéristiques spectrales correspondant à celles de la brume obscurcissant l'atmosphère Titanienne (Khare, Sagan & al., 1986). "La " tholine résulte de l'évolution de nombreux nitriles et hydrocarbures différents (Pietrogrand & al. 2001). Son hydrolyse acide conduit à la synthèse d'un maximum de 6 % d'acides aminés, d'hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH) ainsi que d'acides nucléiques. L'analyse in situ réalisée par l'instrument ACP (pyrolyse) de Huygens a révélé que les particules de l'atmosphère de Titan sont particulièrement riches en ammoniac NH3) . En fait, la tholine contient plus d'une centaine de molécules différentes, parmi lesquelles:

nitriles et amines pyrroles et pyrazines pyridines et pyrimidines adenine Ci dessus: une des composantes de la tholine d'après Ehrenfreund & al., 1995   Huygens a confirmé la présence dans l'atmosphère d'acide cyanhydrique (HCN), un précurseur des acides aminés et des bases des acides nucléiques. Les acides aminés susceptibles de se former à partir de ce solide mis en présence d'eau en milieu acide sont au moins au nombre de 16, parmi lesquels glycine, acide aspartique, alpha et bêta alanine parmi les plus abondants. Les PAH représenteraient 10 % des nuages de l'atmosphère (Sagan & al., 1993). Ils comportent entre 2 et 4 cycles (chrysene par exemple, particulièrement abondante dans le milieu interstellaire). Ces molécules représenteraient  0,01 % de l'atmosphère (en masse). Des composés chimiques similaires ont également été détectés sur un des hémisphère de Japet, autre satellite de Saturne. (Ci contre, nuages clairs sur Titan le 13/12/2004 - JPL) Une des particularité de l'atmosphère de Titan est liée à cette production d'hydrocarbures variés dans l'atmosphère du satellite: la formation et la condensation d'alcanes simples (méthane, éthane) est une des possibilités envisagée par les spécialistes. Des pluies d'hydrocarbures se produiraient sur Titan, ce qui ferait de lui le seul corps du système solaire, avec la Terre, à posséder à sa surface un élément à l'état liquide en grande quantité. En effet, la température de surface de Titan a été estimée à - 180 °C, ce qui permet le maintient des hydrocarbures à l'état liquide, et se rapproche même de la température de liquéfaction de l'azote (- 196 °C à 1 bar). Les mesures de Huygens confirment une température au sol de - 179 °C, mais ne montrent pas trace d'éthane.

profil de l'atmosphère de Titan Attention: les mesures de Huygens montrent  que les particules organiques sont plus grosses que prévu (0,1 µm) et se répartissent entre la surface et 150 km d'altitude.

Les recherches de Khare & al. (1986) ont montré que l'hydrolyse acide de la tholine, possible lors d'impacts s!ur Titan ou dans les profondeurs du satellite, conduit à la formation de 16 acides aminés représentant entre 1 à 2 % de la tholine hydrolysée (exactement 9,79 mg d'AA/g de tholine accompagnés de la formation de 10,30 mg d'urée /g de tholine). La liste ci contre donne les proportions des différentes molécules formées en mg/g de tholine. On doit y ajouter les acides aminés Thréonine, Isovaline et Valine qui sont formés en très faible quantité (traces).

Glycine 5,3 Acide amino butyrique et ses dérivés: 0,81 Acide glutamique 0,40 Alanine 0,70 Acide aspartique 1,10 Bêta alanine 1,20 N methylglycine 0,18 acide alpha-bêta di amino propionique 0,10

Nom du gaz et formule	Teneur atmosphérique : mesure INMS Cassini mesure CIRS Cassini (fraction molaire - Waite jr JH & al., Science 308, 13/05/2006)	Teneur atmosphérique (Thomson & Sagan, 1984)	distribution de gaz de l'atmosphère de Titan selon leur latitude. Les divers seuils de condensation provoquent des modifications de la composition atmosphérique, en particulier vers les régions polaires. Ces modifications sont cycliques, et suivent les "saisons" de Titan. doc. Flasar FM & al., Science 308 du 13 mai 2005, 975-978.
Azote N2		77 - 85 %
Argon 36Ar		de 12 à 17 %
Méthane CH4	2,19 x 10-2 ± 0,002 x 10-2 1,6 x 10-2 ± 0,5 x 10-2	de 3 à 6 %
di-hydrogène H2	4,05x 10-3 ± 0,03 x 10-3	de 01 à 0,4 %
Éthane C2H6		20 ppm
Propane C3H8		de 5 à 20 ppm
Ethyne C2H2	1,89x 10-4 ± 0,05 x 10-4 3,3 x 10-6 ± 0,3 x 10-6	2 ppm
Ethène C2H4	de 2,59 x 10-4 ± 0,70 x 10-4 à 5,26 x 10-4 ± 0,08 x 10-4 1,6 x 10-7 ± 0,7 x 10-7	0,4 ppm
HCN Nitrile de méthane (cyanure !)	< 5 ppm	0,2 ppm
C2H6	1,21x 10-4 ± 0,06 x 10-4 2,3 x 10-5 ± 0,4 x 10-5
C4H2 Di-acétylène	< 5 ppm	0,03 ppm
C3H4 Méthyl acétylène C3H8	3,86x 10-6 ± 0,22 x 10-6 1,2 x 10-8 ± 0,3 x 10-8 < 5 ppm	0,03 ppm
HC3N Cyano acétylène	< 5 ppm	0,01 à 0,1 ppm
C2N2 Cyanogène	< 5 ppm	0,01 à 0,1 ppm
CO2 Dioxyde de carbone		0,01 ppm
CO Monoxyde de carbone		10 ppm

L'absence (apparente) d'éthane est d'autant plus étonnante que le survol à 1000 km d’altitude de Titan réalisé le 16 avril a révélé que les couches supérieures de l’atmosphère sont bourrées d’hydrocarbures complexes. La haute atmosphère de Titan se révèle être une usine à molécules organiques, ces dernières étant très diversifiées, comme l’a montré le spectromètre de masse de la sonde. On se trouve en présence d’un mélange moléculaire à base de CH et de CN, certaines molécules comprenant jusqu'à 7 atomes de C (ce qui est le cas, par exemple, de toutes les bases azotées servant de briques à l'ADN et l'ARN !)

Cette intervention de la haute atmosphère est surprenante, et pourrait expliquer l’origine de matière organique dans d’autres régions du système solaire. Les chercheurs sont surpris de trouver ces molécules si haut dans l’atmosphère alors qu’en raison de la basse température de Titan ils pensaient qu’elles se condensaient sous forme de pluies vers la surface. L'examen de la surface révélant bien des traces d'écoulement liquide, on doit en conclure que la formation de ces molécules est particulièrement rapide, ou leur condensation très lente.

NOTE DU 28/09/2006:

Le spectromètre visible et IR de Cassini a permis de mettre en évidence des nuages d'éthane (C2H6) au niveau du pôle N de Titan.  Cette découverte conforte les modèles présumés de l'atmosphère du satellite, l'absence d'éthane se révélant de plus en plus intrigante. Les spectres ont été obtenus lors du survol du 22 Juillet. Ces nuages sont situés entre 30 et 60 km d'altitude, et s'étendent au niveau du cercle polaire de Titan, entre 50 et 70 ° de latitude au minimum, la région polaire N n'étant pas éclairée avant 2010.
Il est possible que cet éthane se condense sous forme de pluie et/ou de neige, et s'accumule lentement au niveau polaire, permettant ainsi le maintient de la composition de l'atmosphère du satellite en l'absence des océans de méthane attendus.
Les images disponible du pôle S montrent une calotte de quelques km d'épaisseur, mais sa composition est sujette à caution. Pour en savoir plus, il faudra attendre les mesures de température polaire que cassini effectuera fin 2007.

Un film de l'ESA montrant les reconstitutions au sol de l'atmosphère de Titan

L’interaction de l’atmosphère primitive des planètes avec le rayonnement solaire peut avoir constitué, Titan le prouve, une source non négligeable de matériaux organiques et de molécules complexes fournissant les premiers stades de l’évolution moléculaire qui devait, au minimum sur notre terre, conduire à la vie.

Cependant, nous verrons qu'il existe quelques possibilités pour que ce "congélateur" ne soit pas aussi performant, et qu'une chimie prébiotique plus complexe que prévue ai pu se développer à la surface du satellite avant de se réfugier à l'intérieur de celui-ci.. On peut supposer valablement que l'atmosphère de Titan soit le cadre d'une dynamique comparable à celle observée sur Terre, avec des cellules de convection. Toutefois, il ne faut pas oublier que, vu la faible gravité de l'astre, l'extension de l'atmosphère (son épaisseur) est dix fois supérieure à celle de la Terre: alors qu'à 400 km d'altitude au dessus de la Terre nous sommes dans l'espace, une altitude similaire autour de Titan nous situe encore dans son atmosphère... Titan est le lieu d'un effet de serre causé par H2, N2 et CH4, ces 2 derniers présents en abondance (Scatterwood & al., 1987). La présence de ce dernier gaz est énigmatique, car il ne peut se maintenir dans l'atmosphère. En effet, les photons UV décomposent le méthane en un radical méthyl CH3 et un atome d'H à une altitude comprise entre 350 et 750 km (dans 41 % des cas - Coll, 2005). Le méthyl contribuera à la synthèse des molécules de la tholine (tout une variété de molécules organiques formant un brouillard qui sédimente ensuite vers le sol - cf schéma) tandis que l'hydrogène s'évade dans l'espace, et forme autour de Saturne un tore d'hydrogène neutre centré sur l'orbite de Titan et s'étendant jusqu'à l'orbite de Rhéa (Cassini confirme le 04/07 l'existence de ce nuage d'hydrogène neutre - animation ici). La présence d'un disque de plasma comportant des ions H et O s'étendant entre l'orbite de Titan et celle de Téthys suggère peut être l'émission, actuelle ou passée, d'autres molécules ou espèces chimiques par l'atmosphère de Titan. Ci contre: profils de température de l'atmosphère de Titan Les trois courbes sont issues d'observations d'occultations stellaires par l'équipe de Welle (1997) qui a mis au point un modèle donnant des limites aux variations possibles de température (en bleu: maximum; en violet: minimum et en vert une valeur moyenne, qui n'est cependant pas plus probable que n'importe lesquelles situées entre les deux extremum du modèle. A noter que tous les modèles convergent vers une température au sol voisine de - 173 °C!           5 vues de l'atmosphère de Titan - JPL - NASA

L'absence de champ magnétique, qui place directement l'atmosphère "sous les feux du soleil" contribue à entretenir ces synthèses, bien que l'extension fluctuante de la magnétosphère de Saturne exerce également un effet à ce niveau. En effet, Titan est, au cours de son orbite, parfois noyé dans la magnétosphère de Saturne et parfois directement exposé au vent solaire. Bien que Titan se meuve dans le même sens que la magnétosphère, la rotation de celle ci est bien plus rapide que celle de Titan, ce qui génère une onde de choc, Titan modifiant localement la structure de la magnétosphère de Saturne (cf schéma ci contre, extrait de NASA-passage to a ringed world). La magnétosphère de Saturne provoque une faible érosion de l'atmosphère de Titan, laquelle perd moins de 12 x 10⁽⁶⁾ atomes de N/cm²/s, ce qui est très faible.

La continuelle destruction du méthane implique que le % de ce gaz doit varier fortement, modifiant par conséquent le climat global de Titan de façon cyclique (et posant le problème de l'origine du méthane). En effet, l'atmosphère de Titan devrait être totalement détruite par photolyse en 50 millions d'années "seulement" (Lunine & al.). Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer sa régénération permanente:

• évaporation à partie de grandes étendues liquides à la surface (la faible chaleur dégagée par Huygens a provoqué une telle évaporation - Niemann & al., 2005)
• infiltration à partir de la croûte, d'origine purement minérale (Kossacki & al., 1996)
• cryovolcanisme
• activité biologique de micro-organismes profonds (Fortes, 1999;  Simakov, 1999). Toutefois, les mesures des rapports isotopiques ¹²C/¹³C réalisés par Huygens excluent a priori une origine biologique de ce gaz.
  

Les analyses de la fraction solide de la tholine, qui précipite à la surface (Sarker & al., 2003)  montrent que les molécules formées contiennent une part appréciable d'azote, ce qui veut dire que l'atmosphère de Titan perd également ce gaz de cette façon.

L'atmosphère de Titan constitue un système très complexe, étendu (son épaisseur est de 1600 km d'après Huygens) et sa très basse température permet à des espéces chimiques de se maintenir "hors équilibre". Les relations entre la photochimie qui s'y déroule, les aérosols et la dynamique atmosphérique sont très mal connues. Des modèles permettant de coupler 2 de ces grandeurs ont été élaborés (Lebonnois S, 2000) et mettent en évidence des effets saisonniers ainsi que des mouvements atmosphériques complexes qui sont très dépendants de la composition chimique exacte de l'atmosphère (y compris à basse altitude), trop mal connue pour le moment. Des observations d'occultations stellaires (Bouchez, 2004) indiquent que les vents de haute altitude (courants jets) atteindraient des vitesses maximum vers 60° de latitude N (230 ± 20 m/s soit 830 km/h!)  alors que leur intensité serait "minimale" au niveau équatorial (110 ± 40 m/s soit 400 km/h). Un transfert saisonnier des brumes a été mis en évidence entre les deux hémisphères (Lorenz & al., 2004).
Cassini a mis en évidence l'existence de nuages transitoires ainsi qu'une structure plurilaminaire de l'atmosphère, qui apparaît fort bien sur le cliché ci contre (NASA/JPL). Bien que l'expérience de huygens sur la vitesse des vents n'a pas pu transmettre ses données, les observations du décalage doppler des signaux de la sonde confirment une vitesse des vents dans la haute atmosphère atteignant 400 km/h.  Cependant, la plupart des vents de haute altitude ont une vitesse de l'ordre de 120 à 130 km/h, vitesse qui s'annule vers 80 km d'altitude (où la température atteint un maximum), de façon totalement imprévue. Près du sol, les vents ne possèdent qu'une vitesse modérée. L'atmosphère est donc plus calme (vents d'ouest 3 fois moins véloces que prévu, par exemple) que les modèles ne le prévoyait.
Il apparaît clairement que la dynamique des vents sur Titan n'est pas gouvernée majoritairement par les inégalités de répartition du rayonnement solaire (comme sur Terre) mais plutôt par l'influence gravitationnelle de Saturne, qui exerce sur cette atmosphère des effets de marée 400 fois supérieurs à ceux exercés par la Lune sur notre planète.

Les mesures du rapport N15/N14 effectuées le 26 octobre 2004 (voir ci contre, JPL) montrent que l'atmosphère de Titan est plus riche en isotope lourd de l'azote que celle des autres atmosphères du système solaire. Cet enrichissement s'explique par la perte préférentielle des atomes d'azote les plus légers (14N) au cours de l'histoire du satellite. Cela signifie que l'atmosphère de Titan a été, dans le passé, bien plus épaisse et qu'elle s'est, au cours de l'histoire du satellite, évadée dans l'espace. Cette évasion pourrait, selon moi, avoir été provoquée par un passé bien plus chaud où l'agitation thermique, combinée à la faible gravité, à provoqué la perte de la majeure partie de l'atmosphère, jadis 3 fois plus épaisse. On peut aussi remarquer qu'un déséquilibre de ce type peut aussi résulter, du moins partiellement, d'une activité de type biologique, ainsi que de la sédimentation des molécules azotées lourdes formées dans l'atmosphère.

On peut également se demander pourquoi Titan est doté d'une atmosphère alors que des satellites comparables (Ganymède, Europe...) en sont dépourvus. Outre leur température supérieure, favorisant l'échappement d'une atmosphère primitive éventuelle par agitation thermique, on peut mettre en cause l'acquisition de l'atmosphère par impacts cométaires: le champ gravitationnel de Saturne étant très inférieur à celui de Jupiter, les impacts s'étant produits à la surface de Titan ont été moins violent que sur les satellites galiléens(Williams DM & al., 1997), ce qui a évité (au moins partiellement) la destruction de cette atmosphère primitive.

Cassini Breaking news on Titan 4/07/2005 - détection de nuages d'altitude (méthane ?) au dessus du pôle sud contenant des particules atmosphériques de taille supérieure à celle envisagée dans les modèles. 29/07 - Les brumes d'altitudes colorées se forment à 400 km d'altitude, lorsque les UV solaire détruisent les molécules de méthane et d'azote, produisant ainsi des intermédiaires très réactifs qui se recombinent pour former des molécules plus complexes contenant C, H et N. Ce sont ces molécules néo synthétisées qui forment les brumes d'altitude de Titan. Début Septembre, un atelier de travail sur Titan s'est tenu au  Goddard Space Flight Center. Les données les plus récentes sur l'atmosphère de Titan y seront présentées et discutées. En particulier, il s'agit de mettre à jour les différents modèles de la haute atmosphère afin de mieux préparer l'approche finale et la descente de Huygens. 27/10 - Le spectrographe INMS a détecté dans la haute atmosphère du benzène ainsi que de diacétylène. Dans une sections spéciale de son n° 308, la revue “science” du 13 mai 2005 présente les résultats ayant été acquis lors des deux premiers survols de Titan (26 octobre 2004 et 13 décembre 2004) Voyager avait observé une stratosphère froide, de forts vents circumpolaires et des concentrations élevées en matières organiques au niveau du pôle N. Composition de l’atmosphère L’occultation des étoiles spica et Shaula a permis d’identifier dans l’atmosphère de Titan, entre 450 et 1600 km d’altitude, de l’acéthyléne, de l’éthylène, de l’éthane, du diacétylène et du cyanure d’hydrogène. (Shemansky DE, Stewart AIF, West RA et Esposito LW - the cassini UVIS stellar probe of the titan atmosphère). Ces hydrocarbures, ainsi que les nitriles, sont formés par la dissociation UV de N2 et par l’impact d’electron venant de la magnétosphère Saturnienne. Le C2H4 voit son taux évoluer rapidement, des données discordantes existant entre les mesures au sol (Keck - donant des niveaux supérieurs) et l'instrument CIRS au sujet d’un enrichissement de l'atmosphère pour ce gaz au niveau pôle S. Cette molécule etant détruite en 150 à 180j par photochimie, le faible enrichissement observé au pôle par Cassini s'explique aisément. Voyager avait indiqué que le taux de CH4 variait à la surface de 6% à l’équateur à 2% au niveau polaire. (Samuelson RE, Nath NR, Borysow A. Planet. Space. Science 45, 1997, 959). Les meilleures mesures donnent, vers 1000 km d’altitude, une teneur de 1,6 ± 0,5 %. Le CO, à la même altitude, est présent au taux de 4,5 ± 1,5 x 10-5 (et perdure 1 milliard d’années - il devrait rester constant dans l’atmosphère car, contrairement à CH4, il ne se condense pas.) Haute atmosphère La stratopause a été localisée à 310 km d'altitude (186 K, plus froide pendant l’hiver), avec des vents à 160 m/s. Au dessus du pôle S, 4 à 5 ° de moins qu’à l’équateur (différence moindre que prévu). Un courant jet détecté dès 1989, autour de 60° lat N entre 175 et 220m/s (soit 630 et 790 km/h !) Des modifications importantes sont causées par les saisons. Ainsi, alors que les concentrations en molécules organiques mesurées par voyager au printemps étaient 10 à 100 fois plus élevées dans les régions polaires qu'à l'équateur, ce n’est plus le cas aujourd'hui, alors que l’hémisphère N est en hiver. Les autres composantes de la haute atmosphères ne montrent pas de changements significatifs depuis les mesures de Voyager 1 réalisées il y a 25 ans. Mesures isotopiques entre 3000 et 1174 km d’altitude Existence à haute altitude (1200 km) de composés carbonés et de nitriles. CH4 entre 2,2 et 2,7 % (1200 km) Les rapports 15N/14N indiquent une perte d’azote comprise entre 1,7 et 10 fois la quantité actuelle présente dans l'atmosphère. Toutefois, l’incertitude est encore grande sur ces valeurs qui demandent des mesures complémentaires. En tout état de cause, on doit considérer que, dans le passé, l’atmosphètre de Titan était au moins 50% plus dense qu’actuellement. La marge d'erreur des données actuelles est telle qu'elle permet d'envisager une atmosphère primitive de 2 à 100 fois plus épaisse que l'actuelle ! L’origine interne du méthane est confirmée. Ce gaz se décompose dans la haute atmosphère par photodissociation, comme le montre le taux de H2 provenant de cette molécule. Le taux de dissociation serait de 5 x 1027 molécules/s, donnant un temps de séjour du CH4 atmospherique de 50 millions d’années. Un enrichissement en 12C est aussi noté,  (12/13 de 95,6 ± 01 où 93.8 ± 1,9 selon les méthodes de mesure alors qu’il est sur la Terre de 89,01 ± 0,38) . Sur notre planète, 10 % de cet enrichissement sont causés par une activité biologique. Sur Titan un effet biologique est considéré peu probable (mais pas impossible!!!) et cet enrichissement pourait provenir des conditions physiques régnant à la surface, et mettant le CH4 au voisinage de son point triple (comme l’eau sur Terre): les isotopes lourds resteraient plutôt dans une phase liquide ou solide, explicant le déficit de la phase gazeuse analysées dans l’atmosphère selon Hunter Waite & al. Toutefois, l'équipe de chercheurs reconnait que cette situation n’est pas claire, et que de nouvelles mesures, réalisées avec d’autres instruments de Cassini, sont necessaires. Les mesures de la quantité d'un isotope de l'Argon, le 40Ar, conduisent à penser que l’azote de Titan ne provient pas du dégazage de clatthrates mais d’ammoniac (ou d’hydrtaes d’ammoniac) présent dès la formation de saturne, secondairement converti en azote par photochimie et/ou action des hautes températures causées par des chocs météoritiques (je rajouterais une autre possibilité, ici occultée; l’action de micro-organismes profonds effectuant la reaction NH3 -> N2, bien que la plupart, sur Terre, cathalysent la réaction inverse). Dans la revue Science du  13 janvier 2006, Rannou & al.  proposent un modèle décrivant la dynamique de l'atmosphère de Titan, et plus particulièrement les différents nuages que l'on peut y observer. Il en ressort que l'atmosphère de Titan présente de nombreux points communs avec celle de la Terre (Lellouch, 2006), le cycle de l'eau étant remplacé par celui du méthane. On distingue des nuages isolés, à évolution rapide (quelques heures) localisés à des latitudes moyennes (40°S), et de grandes formations analogues à des tempêtes, perdurant plusieurs semaines et caractéristiques des régions polaires. Sur Titan; au delà des couches proches de la surface, la troposphère est modéle par des processus de type radiatif plutôt que par des courants de convection. Toutefois, les nuages des latitudes moyennes se forment au sommet de la mince couche convective, au niveau des zones ascendantes de l'atmosphère. Ce sont les molécules issues de l'activité photochimique de lhaute atmosphère qui, se condensant et retombant vers la surface, fournissent les supports nécéssires à la condensation de méthane sous forme de goutelettes à l'origine des nuages observés. D'après l'équipe de Rannou,l'atmosphère de Titan serait structurée par deux cellules de Hadley (cylindres convectifs) de taille différente, s'étendant sur environ 60 ° de latitude; et par deux autres cellules, plus petites et déformées, dans les régions polaires ( ce qui revient à supposer l'existence d'une épaisse couche nuageuse de méthane au niveau du pôle N). La circulation atmosphèrique provoquerait un transport du méthane des région tropicales vers les pôles, où des pluies de méthanes seraient fréquentes. Les pluies seraient en fait de véritables tempêtes, car la quantité de liquide produit par l'atmosphère de Titan serait 50 fois supérieure à celle disponible sur Terre, ceci allié à une convection 2000 fois moins forte que sur notre planète... Ces précipitations catastrophiques pourraient expliquer l'érosion visible sur les vues transmises par Cassini/Huygens. 16/02/2006 Le site du JPL consacré à Cassini présente un film GIF représentant une rotation de Titan observé lors des survols du satellite effectués en Octobre et décembre 2005 ainsi qu'en janvier 2006. Les trois longueurs d'onde utilisées (1,6; 2,01 et 5 µm) se situent dans l'IR. On y distingue clairement les différents terrains (sombres dans les régions tropicales, plus clairs vers les pôles, du moins le pôle S!) ainsi que les nuages polaires, nombreux lors du survol de décembre, qui apparaissent en rouge. ci dessous, 3 vues extraites de ce document: Ci dessous: Xanadu est parcourue de nombreux chenaux. Survol du 30 avril. Ci dessous : terrains contenant des cavités pouvant être des lacs de méthane ou d'éthane

Sur ce spectre INMS, chaque bande horizontale correspond à une molécule particulière. Les 3 lignes colorées du bas correspondent à H2, CH4 puis N2. Le spectrométre de masse de Cassini met en évidence l'existence de molécules carbonées complexes dans la haute atmosphère. Nuages Le 21 Octobre 2005, la revue "Science" a publié plusieurs articles * concernant les nuages de méthane de Titan. L'équipe de Griffith, utilisant l'instrument VIMS de cassini, a montré que les nuages de méthane, localisés aux latitudes moyennes, se déplacent à une vitesse de 36 km/h (contrairement au pôle S, où se produisent des tempêtes saisonnières durant plusieurs semaines) et sont probablement constitués de gouttelettes de méthane de taille millimétrique. Ils peuvent se dissiper en une demi heure. Des mouvements convectifs ont également été mis en évidence. Ces mouvements rapides (un des nuages est passé de 20 à 42 km d'altitude en 35 mn) impliquent l'existence d'une source de chaleur sur Titan (volcanisme?). Ci dessous: quelques unes des observations de Griffith, réalisées avec le VIMS de Cassini. Science 310 - Griffith team (cf + loin)   L'équipe d' H Roe (Roe, 2005), utilisant des télescopes géants au sol (le Keck de 10 m et les Gemini de 8 m - voir photo tirée de science 310) a repéré 24 nuages en 82 nuits, confirmant que la formation de méthane n'est pas un phénomène rare. Toutefois, tous les nuages observés se situent vers 40 ° S. Il est probable que ce confinement en latitude soit lié à la circulation de l'atmosphère de Titan, mais ce n'est pas le cas en ce qui concerne la longitude: les nuages sont plus fréquents vers 350°W, ce qui laisse supposer l'existence d'une source locale de méthane de type geyser ou cryovolcanisme (l'effet d'une chaîne de montagnes arrêtant les nuages semble exclu, les reliefs connus de Titan ne dépassant pas la centaine de m...). En conclusion, ces travaux montrent que, outre une circulation atmosphérique active, Titan régénère son méthane a partir d'une source "chaude" bien localisée à ou dans sa surface... * Science 310, 21 octobre 2005, 474-480: vu le nombre de contributeurs (26!), voici les références de la publication de Griffith & al (et l'inflation du nombre d'auteurs contraindra bientôt à recourir à ce genre de présentation!). Celle de Roe est intégrée à la page de références... 7 Mars 2006 Le survol du 28 février doit permettre de mesurer précisément la masse de Titan, et d'après sa densité de valider les modèles décrivant la présence d'un océan souterrain sous sa croûte gelée. Le survol du 19 Mars permet une analyse de l'atmosphère au travers de laquelle les signaux de Cassini ont été transmis. 11 Mai Le survol du 30 avril révèle: - Une structure d'impact, Guabonito, de 90 km de diamètre, qui pourrait aussi être une zone effondrée d'un cryovolcan. Si c'est un cratère, ses bords ont été fortement érodés et entrecoupés de champs de dunes. - Des champs de dunes avoisinant des régions érodées nanties de chenaux de drainage sombres. Ces dunes sont fréquentes près de l'équateur de Titan, composant des terrains sombres au radar. Leur existence implique celle des processus d'érosion capable de les générer. En effet, la quantité de sable détectée excède celle qui pourrait être formée par des impact météoritiques (Lorenz, 2006). Il est également possible que ce sable résulte de la formation de flocons carbonés dans la haute atmosphère de Titan: comme je l'avais proposé, ce "sable" pourrait bien être, en fait, de la "neige" ! Ces longues dunes couvrent près de 300000 km2, et ressemblent à celles du désert de Namibie. Elles sont constituées de particules de 100 à 300 µm de diamètre (glace, matière organique ou plus probablement mélange des deux) et emplissent des dépressions qui ont pu, autrefois, contenir des liquides. Leur hauteur est de quelques dizaines de m (Équipe de RD Lorenz:  The sand seas of Titan: Cassini RADAR observation of longitudinal dunes - Science 5/05/2006, 312, 724-727). Ces dunes pourraient recouvrir toutes les régions sombres équatoriales du satellite. Ces dunes seraient âgées de quelques millions d'années. - Un drainage intense de la région Xanadu, surélevée, par de nombreux chenaux se jetant dans une "mer de sable" (fluidifié par des hydrocarbures?) sombre. Cette région contient également plusieurs cratères d'impact dont les plus grands (70 km) possèdent un pic central, révélant ainsi la présence d'un sous sol ferme. - une région montagneuse (les montagnes sur Titan font quelques...centaines de m...) de Xanadu, parcourus de très nombreuses vallées creusées par des rivières intermittentes de méthanes, lorsque, au printemps de Titan, les pluies se forment... Le survol du 25 Octobre 2006 a permis de caractériser, toutefois, des chaînes montagneuses de dont l'altitude a été estimée, de façon indirecte (en supposant, comme me le signale M. Hirtzig, que la différence de luminosité entre sommets et pentes est exclusivement causée par l'éclairement) à 1500 m d'altitude environ. - Des terrains contenant des cavités pouvant être des lacs de méthane ou d'éthane avoisinant des régions montagneuses (voir ci contre) qui sont drainées par les pluies d'hydrocarbures.

Le survol du 29 Décembre 2006 à permis d'imager (par le VIMS - visual and infrared mapping spectrometer)  ce nuage géant (méthane et éthane) de 2400 km de diamètre qui s'étend du pôle jusqu'a 60° de latitude N, recouvrant une bonne partie de l'hémisphère N.  Peut être est il à l'origine des précipitations qui ont remplis les lacs récemment découverts à ces latitudes.

Les observations depuis la Terre (voir plus haut) ont montré une alternance saisonnière des complexes nuageux (une saison dure 7 ans sur Titan). Les modèles atmosphériques laissent penser que ces complexes nuageux perdurent 25 années avant de disparaître 4 à 5 ans, puis de se reformer au niveau de l'autre pôle du satellite.
Les chercheurs espèrent pouvoir observer une telle alternance, ce qui ne sera possible que si Cassini est arrivée en orbite vers la fin d'un de ces cycles de 25 années.

Une surface énigmatique

La densité de Titan indique qu'il contient, comme les autres satellites de Saturne, de la glace d'eau en quantité, dont une partie est exposée à la surface du satellite (Griffith & al., 2003), ce qui signale une érosion des dépôts atmosphériques où la marque d'impacts récents. L'intérieur du satellite doit aussi être composé de CH4 et NH3 à l'état solide, ainsi que de silicates. Certains modèles décrivent Titan comme un corps non différencié, mais sa taille plaide en faveur d'une structure concentrique comportant un noyau de silicates surmonté de couches comportant une fraction appréciable de glaces (H2O, NH3 et CH4) mélangés à de la roche. A la surface  se trouvent aussi les dépôts de tholine, composée principalement de molécules de formule CxHyNz (Sarker & al., 2003), dont  C11H15N6, par exemple. Ces molécules ont une taille pouvant avoisiner les 800 Dalton (une unité de "masse" des molécules, à titre d'exemple CH3 "pèse" 15 Dalton) et comportent de nombreuses molécules d'azotes insaturées, donc potentiellement très réactives si elles sont mises au contact de l'eau.

Modèle de la structure interne de Titan d'après Tobie & al., 2005 Couche densité en t/m3 silicates 3 glaces haute pression 1,31 Eau ammoniaquée 1,00 glaces 0,92 Ci contre, un modèle d'évolution de Titan depuis sa formation, de la fin d' l'accrétion (en haut) à la situation actuelle : A: Epaisse atmosphère d'azote et de méthane B: Océan d'eau ammoniaquée C: Manteau de glaces diverses, mélangées à des roches. D: Coeur externe de silicates E: Coeur rocheux/glacé, de 3000 km de diamètre. 1: Brume organique orange, avec variations saisonnières 2 : Atmosphère d'azote, 1,5 bar de pression au sol. 3 : Sol marqué par des impacts, recouvert d'un mélange liquide et solide et molécules organiques. 4 : Croute de glace, épaisseur estimée grossièrement à 250 km. 5 : Océan d'eau ammoniaquée, d'une épaisseur variant entre 50 et 200 km environ... 6 : Manteau de glaces et d'hydrates d'ammoniac 7 : Coeur rocheux de 3800 km de diamètre.

Image HST/JPL/NASA

La première carte de la surface de Titan, obtenue par l’équipe de P.H. Smith (HST team - cf références) à partir de 14 séances d’observations au moyen de la camera planétaire à grand champ (instrument WFPC2) du telescope spatial Hubble. Smith & al. ont observé Titan entre le 4 et le 18 Octobre 2001 dans le proche infrarouge: à des longueurs d’ondes comprises entre 0,85 et 1,05 µm, l’atmosphère de Titan est transparente et permet d’apercevoir le sol. Les plus petits détails visibles ici ont une taille de 600 km environ. Les couleurs obtenues ne résultent que d’un traitement qui classe les différentes parties de l’astre selon leur réflectivité IR. Aussi, il n’est pas possible de savoir à quoi correspondent physiquement les régions sombres ou brillantes, mais il est évident que la surface du satellite n’est pas entièrement, comme certains le pensait, recouverte d’océans!  Les observations ultérieures du HST team conduisent à penser que les structures les plus brillantes seraient des grands cratères d’impact ayant dénudé un sol de glaces et de roches mêlées. Cassini/Huygens a infirmé cette idée début 2005, montrant que les grands cratères d'impacts sont rares sur Titan. Les zones brillantes sont en réalité constituées de glaces nettoyées par des précipitations. Les pôles n’ont pu être cartographiés à cause de l’inclinaison de la surface du satellite à ce niveau ainsi que de l’épaisseur plus grande de d’atmosphère à traverser. PH. Smith a réalisé une animation montrant une rotation de Titan (nécessite quicktime) Au CFHT, grâce au système d'optique adaptative COME-ON+ (Saint-Pé & al., 1993; Combes & al., 1997), une cartographie de la surface a été également réalisée en 1994.

Les seules cartes  disponibles étaient celles des travaux de l'équipe de Peter H Schmith (2001). En Avril 2004, l'ESO a publié les résultats remarquables obtenus grâce aux techniques d'optique adaptative adaptées sur le VLT.

Carte des régions centrales de Titan (entre 40 ° de latitude S et 50 ° N - Contrairement à la majorité des cartes astro, l'Est est à droite). Cette carte a été obtenue par des observations à 0,94 µm de longueur d’onde, dans la “fenêtre” du méthane, par le HST Team. Pour la réaliser, sept images espacées de 7 heures ont servit à localiser les nuages de l’atmosphère et à suivre leur dynamique. 7 autres images, espacées de 32 h, ont permis de couvrir l’essentiel de la surface. L’image de fond des nuages obtenue précédemment a été soustraite de celle obtenue dans la deuxième campagne d’observation. Les images obtenues ont été compilées, contrastées, ajustées entre elles et lissées. Les structures n’ont été conservées que si elles été visibles sur plusieurs images. Malgré ces précautions, l’équipe de recherche admet que certaines des structures brillantes cartographiées peuvent être des nuages, et que les faibles différences de contraste ne sont guère significatives. En effet, le contraste original des images n’était que de 4% en moyenne. L'atmosphère a été supposée régie par une symétrie cylindrique, inchangeante au cours de la rotation de Titan, ce qui implique que tout motif surfacique constant sur une bande de latitude donnée (calotte polaire, massif montagneux, champ de lacs ou de dunes, océan asséché ou autre) est éliminé. Image HST/JPL/NASA Ci dessus: carte de Titan obtenue depuis le sol par  L'équipe d'A. Coustenis. (Coustenis & al., 2005)

Un nouvel instrument d’observation, le SDI (Simultaneous Differential Imager) adapté sur le NACO (systéme d’optique adaptative corrigeant en temps réel la turbulence causée par l’atmosphère terrestre) à permis a une équipe de l’ESO (ESO team - cf réferences) d’obtenir ces images de Titan, les plus précises jamais réalisées (et qui démontrent une fois de plus le potentiel des télescopes “au sol”). Les images ci contre ont été réalisées grâce au telescope Yepun du VLT (8,2 m de diamètre). Le SDI permet d’obtenir des images précises en traitant simultanément 3 longueurs d’onde différentes (il est destiné à la recherche d’exoplanètes). Les observations ont été réalisées en même temps : - dans 2 longueurs d’onde IR pour lesquelles l’atmosphere de Titan est transparente. - dans une longueur d’onde correspondant à l’atmosphère. En comparant cette technique à celle utilisée 3 ans avant par Smith & al., il est aisé de comprendre que l’”effacement” de l’atmosphere des images est ici bien plus précis, les mesures ayant été simultanées, et non pas séparées dans le temps. La carte des réflectivité obtenue est donc quasiment exempte d’artefact d’origine atmosphérique.

La vitesse des vents laisse penser que ces "mers" seraient agitées de fortes tempêtes, et soumises à des marées causées par Saturne (Sagan & al., 1995). D. Campbell, de L'université Cornell, considère que la polarisation des 2% d'ondes radio reflétées par la surface de Titan indique que les vagues qui agitent les étendues liquides de Titan sont comparables, où moins développées, que celles des océans terrestres.  Des chercheurs collaborant avec l'équipe de conception de la sonde Huygens ont toutefois considéré comme possible l'existence de vagues sept fois plus importantes (Genge, 2004) que celles de nos océans... mais qui resteront à l'état d'hypothèses puisque les liquides ne semblent pas être présents librement sur Titan, où ils sont remplacés par des boues carbonées..

 Dans les régions polaires, il n'est pas exclu (selon moi) de découvrir des lacs d'azote liquide, la température d'ébulition de ce dernier n'étant que de très peu inférieure, à 1,5 bar, au - 180 °C moyens du sol. Les dernières vues de Cassini laissent en effet apparaitre une "calotte polaire" blanche... Les vents violents doivent également avoir provoquer une érosion éolienne intense propre à adoucir les reliefs les plus tourmentés.

Expérimentalement, il est apparu que les produits organiques formés dans la haute atmosphète titanienne ne sont pas, pour la plupart, solubles dans les océans d'hydrocarbures (McDonald & al., 1994) : ils doivent donc former des dépots concentrés dans les deltas des éventuels "fleuves" d'hydrocarbures qui peuvent parcourir ce satellite.

L'existence de cette activité radio-active interne implique que l'intérieur du satellite soit bien plus chaud que sa surface.

Ce n'est pas la seule source d'énergie sur Titan: l'équipe de Gabriel Tobie, de l'université d'Arizona (Tobie & al., 2005) a éllaboré un modéle tenant compte de l'accumulation d'énergie de marée engendrée par l'ellipticité de l'orbite de Titan et l'évolution de cette dernière depuis la formation du satellite. L'étude des transferts de chaleur dans le satellite implique l'existence, sous quelques dizaines de km de glmaces solides, d'une couche liquide riche en ammoniac. Cette zone liquide, réchauffée, serait impliquée dans des processus tectoniques (convections ect...) qui seraient, à l'échelle de l'âge du satellite, très récents..


L'épaisseur des dépots "sédimentaires" de Titan serait comprise entre 4 et 30 m (Thompson & al., 1994) alors que les reliefs les plus développés, compte tenu de la densité et de la composition du sol, aurait une hauteur comprise entre 3 et 7 km (Perron & al., 2004). Un balayage radar de l'altimètre de Cassini, (25°N, 5°W) sur 400 km de long n'a mis en évidence que des reliefs de 150 m, donc une surface très très "plate" , ce qui a aussi été observé par la sonde Huygens dont la zone d'assolissage ne montre que des reliefs de l'ordre de la centaine de m.
Ci contre, les données du balayage RADAR qui démontrent que Titan est surtout , à l'instar des satellites de Jupiter, un monde lisse.

Ci dessus, la zone étudiée par Cassini lors de son passage au plus près de Titan le 26/10/2004. Le site où Huygens s'est posé le 14 janvier 2005 est indiqué. Les structures photographiées confirment l'existence d'une grande variétés de terrains à l'histoire géologique mouvementée. La comparaison de cette carte avec celle obtenue depuis la Terre permet de souligner les progrès fantastiques éffectués grâce aux optiques adaptatives... ci dessous: zone littorale cartographiée par Cassini (JPL) Les enregistrements de Huygens montrent une libération de méthane faisant quite au contact avec le sol (ci dessous, document ESA). La chameur dégagée par la sonde a suffit a faire fondre une partie du sol. La sonde s'est d'alleur enfoncée de 55 mm dans le sol (ESA/NASA/ASI/PPARC/SSP team). La consistance du sol est celle de la neige compacte. L'analyse spectrale de la surface montre la présence d'azote, de méthane et un dégagement d'Argon. Des hydrocarbures ont aussi été identifiés (cf ci contre) mais la présence de benzène (C6H6) ne serait, d'après plusieurs spécialistes, qu'une contamination d'origine terrestre. (crédit ESA/NASA/ASI/PPARC/SSP team)

L'hydrolyse acide de la tholine génère des acides aminés (ainsi que de l'urée, 10 mg/g). Les formules signalent ceux incorporés dans les protéines des êtres vivants terrestres. L'ensemble représente, en masse, entre 1 et 2 % de la tholine. D'après Khare & al., 1986. Teneur en méthane selon l'altitude, enregistré pat Huygens lors de sa descente. D'après un doc ESA/NASA

Ces images ont été réalisées entre le 2 et le 8 février 2004 gracé au Telescope Yepun du VLT (8,2 m de diamètre) opérant à 1575 µm (IR proche). Ce sont les meilleures images de la surface obtenues. Comme la rotation de Titan est synchronisée avec sa période de révolution, l’observation de la totalité de sa surface nécessite une orbite entière (16 j). Le temps d’observation disponible a permis de cartographier 3/4 de la surface. La camera SDI a permis de soustraire efficacement les composantes atmosphèrique des images obtenues (cf + haut). Attention: cette carte n’est pas une carte topographique mais une carte de la réflectivité des structures du sol à une longueur d’onde unique: elle ne correspond pas à ce que nous verrions à l’oeil nu (ceci est assez peu signalé dans les revues de vulgarisation) et la nature des structures observées reste sujette à débat entre spécialistes. Ces observations dans l’IR couplés à la réflectivité radio mesurée grâce à radiotelescope d’Arecobo ont permis de suposer que les régions sombres correspondent bien à des hydrocarbures liquides. Les régions les plus claires seraient des plateaux recouverts de glaces. On peut remarquer l'excellent accord avec les résultats du HST team, qui présente l’avantage de couvrir les 1/4 de Titan non cartographiés par l’ESO. L’ ESO-team a baptisé quelques structures sombres (des "mers "?) de noms pittoresques comme le “H penché”, le “chien”, la “balle” et la “téte de dragon”. Il est permis de penser que l’UAI ne conservera pas ces nom pourtant significatifs (Amusez vous à les retrouver sur les clichés!). Ci dessous comparaison de deux vues, l'une acquise par Cassini en orbite, l'autre par le VLT et l son instrument NACO , et une suite de clichés obtenus en février 2005.

En combinant les résultats de l'ESO et de l'HST, on en vient à remarquer que l'hémisphère Sud de Titan posséde plusieurs "continents" (2 sont de grande taille, ) alors que l'Hémisphère Nord est de nature plus "océanique".  Toutefois, les incertitudes sont fortes en ce qui concerne cet hémisphère: comme le signale M. Hirtzig :" il est impossible pour l'instant d'imager à grande résolution cette région (à cause de la nuit polaire), mais même dans 7 ans le pôle sera encore trop proche du limbe de Titan (depuis la Terre) pour être imagé correctement, car l'élimination de la composante atmosphérique (même par SDI ou FPI) sera difficile. Les seules réponses que nous pourrons obtenir à ce sujet seront données par VIMS, ISS et RADAR à bord de Cassini."

La vue ci contre a été prise lors du survol du 30 Mars 2005. Elle montre pour la première fois le "continent H" comme l'avait appelé les membres de l'ESO team qui avait observé Titan avec le VLT.

J'ai "nettoyé" un peu cette image raw et ajouté, en bas, la vue obtenue depuis la Terre grâce au télescope Yepun et à son système d'optique adaptative: les progrès de l'astronomie au sol apparaissent ainsi plus nettement !

Sous le "continent" H penché (une "mer", en fait) un terrain sombre très allongé et fin me fait penser à une grande vallée type vallis marineris.

Ci dessus, cette vue "brute"  enregistrée pendant le même passage montre des traînées et une érosion "en parabole" du terrain clair en bas à droite. Un écoulement de fluide, dirigé vers le haut de la vue et incliné à 45 ° vers la droite peut être à l'origine de ces structures.

Une histoire agitée Titan s'est formé par accrétion dans un milieu éloigné du soleil, riche en substances volatiles telles que H2O, NH3 et CH4. Le méthane s'est essentiellement incorporé à l'intérieur du satellite sous forme de clathrates (Lunine & al., 1987). Après l'accrétion, Titan était un monde chaud (250°C - Lunine, 1985) nanti d'une très épaisse atmosphère de N2, H2O et CH4, endogène ou formée par bombardement cométaire, et soumis à de fréquents apports météoritiques qui en ont dispersé une grande partie. Ces chocs ont réchauffé l'intérieur du satellite, facilitant la différenciation interne et la libération des gaz des roches qui ont pu contribuer ainsi à la formation d'une atmosphère secondaire. A la surface du satellite, et durant 100 millions d'années, un océan d'eau enrichi en ammoniac a pu exister, à une température voisine de 30 °C,  dans un milieu riche en sources d'énergie. Toutefois, le refroidissement progressif était inévitable et 70 millions d'années plus tard une couche de glace de plusieurs km d'épaisseur recouvrait l'océan primordial, qui serait resté liquide en profondeur. Les modèles actuels font dépendre l'épaisseur de la croûte solide de Titan de la teneur en ammoniac de son océan enfouit: plus la teneur en NH3 est élevée et plus la croûte solide est fine (de 125 km pour 5% NH3 à 67 km pour 15% de NH3 - Grasset et al, 2000)

Intérieur de Titan de sa formation à aujourd'hui (d'après Fortes, 1999)

L’orbite de Titan a été fortement modifiée depuis la formation du satellite, comme le montre sa rotation aujourd’hui synchrone. Titan s’est formé dans un environnement, Saturne, comparable à un systéme protoplanétaire en réduction. Son orbite aurait alors pu être très excentrique, ( 0,3 à 0,4). Toutefois, l’existence d’une résonnance 4:3 entre Titan et   le satellite Hyperion,  formé à la même époque et à proximité de Titan, contraint en fait l’excentricité de l’orbite initiale de Titan à une valeur inférieure à 0,15 ou 0,2. La diminution de l’excentricité de l’orbite et la réduction de la vitesse de rotation du satellite s’est effectuée, selon Peale (Peale, 1977) en moins d’un milliard d’années. Cette circularisation orbitale, causée par la dissipation des l’énergie de marée (qui déforme le satellite) est donnée par la relation suivante (Sohl & al., 1995) décrivant l'évolution de l'ellipticité dans le temps:  (Ms masse de Saturne, Mt masse de Titan, e excentricité et a demi grand axe de l'orbite, G constante de gravitation, E énergie). Saturne est aussi déformée par Titan mais son influence dans l’évacuation de l’énergie, de l’ordre de 2%, est négligeable. L’évacuation de la chaleur interne dépend de la composition de Titan: la diffusion, processus lent, se produit dans les solides alors que la convection, procédé plus efficace, necessite la présence d’un support fluide (glaces) de transfert de chaleur. Ces supports sont, dans le cadre du modèle developpé par Tobie & al (2005), des couches sucessives de glace de densité différentes (cf schema). Au départ, Titan est un mélange de glaces et de roches sous un manteau de silicates  et une couche externe riche en eau. La mise en place de cette structure s’est faite en 1 milliard d’années environ, pendant lequel le refroidissement du coeur a été diffusif avant de devenir, majoritairement, convectif. L’eau liquide contenue dans le satellite, au fur et à mesure que la chaleur était évacuée vers l’espace, a commencé à se solidifier (en surface, c’était déjà le cas). Cette solidification a progressivement entrainé un enrichissement de l’eau liquide en NH3, cette molécule étant “chassée” de l’eau en train de geler. Les diverses études du modèle de Tobie & al., basées sur des excentricités originelles variées et des teneur en ammoniac différentes pour Titan, aboutissent à l’existence actuelle d’une couche liquide d’une épaisseur comprise entre quelques et 400 km (dépendante de la teneur en NH3 et de la viscosité de la couche de glace externe). Si il s'avérait qu'il n’y a pas de couche liquide à l’intérieur de Titan, alors ce satellite aurait toujours été composé de  solides (Kuramoto & al., 1994), l’existence d’une couche liquide formée lors de l’accrétion du satellite conduisant naturellement à l’existence actuelle d’un océan enfouit composé d’eau ammoniaquée. Compte tenu de l’excentricité orbitale initiale la plus probable (10 à 20 %), Il se pourrait  que l’océan de Titan atteigne bien une profondeur de plusieurs centaines de km et renferme 6% de NH3 en masse. (la présence d’ammoniac s’oppose, en fait, à la libération d’énergie vers l’extérieur).

La surface de Titan, compte tenu de sa taille et de sa région de formation, pourrait ressembler à celle de Ganymède, le plus grand des satellites de Jupiter (et du système solaire, d'ailleurs!). 

Vue reconstituée du site d'assolissage de huygens (magnifique film du JPL/NASA)

La surface de Ganymède donne t'elle un aperçu de celle de Titan, sans son atmosphère ? Image Galileo Project, DLR, JPL, NASA

Cette vue de Titan, malgré sa mauvaise définition, montre clairement plusieurs traces de cratères d'impacts de grand diamètre. Ultérieurement, les bords de l'un d'entre eux ont été envahis de matériel sombre.

Ci dessus, la première carte (-JPL - partielle, les latitudes supérieurs à 30°N n'étant pas éclairées lors des passages de la sonde) réalisée par Cassini d'après 3 survols (7, 10 et 12 - 2004) pendant l'été dans l'hémisphère S de Titan. Elle est basée sur un ensemble de vues IR (938 nm). La région la plus brillante, Xanadu (de 80 à 130 ° de longitude) s'étend sur 2000 km. On premarque que l'alternance de zones claires et fonçée est surtout visible dans les régions tropicales, les latitudes S plus élevée laissant apparaitre un sol apparemment plus homogène. Cette différence est peut être causée par des variations des précipitations au cours de l'année Titanienne (qui dure 29,5 années terrestres!), lesquelles doivent avoir des conséquences sur l'érosion des faibles reliefs et les dépôts de matériaux sombres, visiblement pâteux. Les cassures et les trainées visibles, par exemple, vers 70°S et 320 ° W confirment l'existence de processus érosifs et de cassures de la croûte. Quelques formes géométriques visibles ça et là me font penser aux craquelures observées dans des sols gelés surmontant un sous sol gorgé de liquide. Des nuages brillants sont visibles, très déformés par la perspective, près du pôle S.

Huygens s'est posée par10°S et 190°W

Ces vues sont parmis les plus précises obtenues par cassini le 26/10/2004. Elles couvrent une zone de 300 km2 (en haut) et 2000 km2 (en bas). L'intrication de matériaux "sombres" (à faible réflectance IR, en fait) et clair est patente. Des "bandes " de matéiriel sombre apparaissent à haute résolution. L'absence de cratère indique soit une protection de longue date par l'atmosphère avec des phénomènes d'érosion, soit l'existence de processus géologiques actifs (cryovolcanisme ?). Photo JPL, bien entendu.

Un des clichés les plus intéressant obtenu (par le JPL, on sait) montre une comparaison entre une zone observée en lumière visible et IR:

L'apport décisif de la sonde Huygens

Après une séparation parfaite et une entrée nominale dans l'atmosphère de Titan, la sonde Huygens a touché le sol du satellite le 14 Janvier, nous révélant un monde nouveau. La sonde à fonctionné 2 h au lieu des 30 mn espérées, mais seule une heure de données à pu être relayée par Cassini. La descente a été plus facile que prévu, la sonde ne mesurant, à basse altitude, que des vents de quelques dizaines de km/h au lieu des tempètes redoutées. Les résultats préliminaires indiquent une concentration en méthane croissant vers la surface, excluant donc un enrichissement récent de l'atmosphère par un corps exogène de type cométaire. La température au sol est voisine de - 180 °C. La surface apparait, comme je le supposait, plus fortement érodée que dans les représentations précédentes. Pas de cratères clairement visibles, mais quelques morceaux de structures circulaires partielles. Cette érosion indique bien que l'atmosphère de Titan est  d'origine ancienne et ne correspond pas, comme certains en avait fait l'hypothèse, à une structure transitoire récente. la photo au sol ci contre (ESA/NASA) ressemble fortement à celles de la surface venusienne obtenues par les sondes venera. Elle montre bien des "roches" où de la glace  très nettement érodées (soit grossièrement sphériques, soit plates) avec des parties sombres et d'autres claires. Selon la vitesse des vents, on devrait avoir sans doute une érosion éolienne (type Mars) se superposant à l'influence de "pluies" périodiques ou d'un courant fluide recouvrant, dans le passé ou actuellement, de temps à autre, ces roches. La vue a été prise d'une zone sombre de Titan, une "mer". Le pénétrateur de la sonde s'est enfonçé d'une quinzaine de cm dans un sol spongieux, mais ferme. L'atmosphère est limpide au sol, avec une ligne d'horizon bien nette montrant des terrains surélevés. Les roches visibles ont une dimension de l'ordre de la dizaine de cm.

Sur cette vue rapprochée , les 5 premières "roches" sont à moins de 90 cm de la sonde et sont de la taille d'une pomme de terre.

Pendant sa descente, la sonde a acquis de précieuses images (par contre, les sons enregistrés ne donnent rien: que du bruit auquel se superpose un son régulier, provenant sans doute de la sonde elle même: ni tonnerre, ni vent....) qui remettent en cause les modèles établis:

Difficile de dire si la démarcation entre zones claires et sombre correspond bien à un rivage: ou bien c'est un liquide très peu profond (nombreux éléments affleurants) ou bien ce sont des espèces de plaines. Il semble bien que Huygens s'est posée justement au bord d'une de ces zones "sombre"... Toutes vues: ESA/NASA/université de l'Arizona	Présence très nette d'un réseau "hydro"graphique (éthanographique ?) confirme l'existence de précipitations de liquides, en quantité appréciable et sur une longue durée. Impossible de dire si ces réseaux sont actifs, mais c'est probable.  Le sol clair est nettement entaillé, les méandres formés montrent que sa composition n'est pas homogène, avec des zones plus dures que d'autres. Ce qui apparait sombre peut être le liquide lui même (plus noir que celui de la "mer") ou bien les terrains  profonds dégagés par l'érosion. La vue ci dessus montre clairement le flanc E d'un cratère d'impact. Il est possible que celui ci soit entouré d'une double arène, l'extérieure étant moins nette, et marquée de nombreux terrains clairs. Une de ces structures claires (glace? - centre de la photo) montre un bord particulièrement rectiligne, comme si elle avait été brisée selon une ligne de faille. De telles strcutures géométriques ne semblent pas rares sur les glaces de Titan. Le cercle signale la zone d'assolissage de Huygens.	Cette vue en perspective (prise à 8000 m) montre des vallées, ce qui prouve que du liquide coule ou a coulé! Où vat il ?  Peut être que le liquide collecté sur les "hauts plateau" réagit chimiquement avec le sol, petit à petit, afin de former un composé pulvérulent plus sombre, ce qui expliquerait qu'il n'y ait pas de "mer" mais des espéces de marécages sableux. Il est aussi possible que le liquide surgisse du sol lui même (comme des "aquifères" qui ont laissé des traces sur Mars) et s'évapore petit à petit en enrichissant l'atmosphère en hydrocarbures. Cela supposerait un intérieur du satellite un peu plus chaud, et de façon perenne (sinon pas d'écoulements réguliers, et pas d'érosion)... Noter la structure rectiligne sur la gauche: faille, vallée, "glacier" d'hydrocarbure ? Sur la vue ci dessus, outre une vallée sombre et ses affluents, on distingue ce qui ressemble à un glacier (ellipse bleue) et une structure pentagonale (simple jeu de failles? cristallisation géante ?) à l'embouchure de notre "fleuve" de boue méthanogène...

Une des images (ESA/NASA) les plus intéressantes a été prise à quelques km d'altitude: outre quelque nuages bas, blancs, il apparait nettement un reseau fluviatile très développé communiquant avec une depression sombre ou Huygens s'est posée. De nombreuses vallées entaillent les zones claires, montrant soit des précipitations abondantes soit des resurgences profondes massives. On peut remarquer que les vallées principales sont  plutôt rectilignes alors que leurs affluents décrivent de nombreux méandres. Ces terrains étant très peu cratérisés, on doit en conclure qu'ils sont relativement "jeunes" et que des phénomènes érosif variés existent et sont à l'oeuvre sur Titan. D'après Lunine & al (2005), les cratères détectés indiquent que la surface de Titan est agèe de moins d'un milliard d'années.

Mike Zawistowski a construit cette représentation basée sur les vues de Huygens à l'aide du logiciel  Terragen, utilisé aussi par Kees Veenenbos pour ses représentations de Mars sous les eaux, il y a 3 milliards d'années...

Mike Zawistowski a construit cette représentation basée sur les vues de Huygens à l'aide du logiciel  Terragen, utilisé aussi par Kees Veenenbos pour ses représentations de Mars sous les eaux, il y a 3 milliards d'années...

Une (vieille) Terre congelée ?

Il est de coutume de présenter Titan comme étant un témoin inaltéré des conditions régnant à la surface de la Terre à l'époque de l'apparition de la vie (Taylor F, 2000) mais c'est oublier que même sur ce satellite glacé une évolution moléculaire a pu se produire: il serait étonnant que les conditions physiques régnant à la surface de Titan soient restées les mêmes depuis la formation de ce satellite !

Ainsi, l'énergie libérée par les impacts météoritique a du liquéfier transitoirement une grande proportion de la surface du satellite (Sagan et Thompson ont calculé en 1987 que chaque point de la surface de Titan à  eu 50 % de chance d'avoir été plongé transitoirement dans de l'eau liquide à la suite d'un impact météoritique). De l'eau pourrait être présente sur Titan (elle est fréquente à cette distance du soleil) sous forme solide, à l'état de clathrates (cages moléculaires constituant un moyen de dissoudre un gaz dans un solide - Thomson al., 1987) liées à du méthane (ci contre: clathrate animé). La tholine, au contact de l'eau, s'enrichit en d'acides aminés, hydrocarbures polycycliques et  bases nucléotidiques (dont l'adénine, qui peut également se former dans l'atmosphère). On peut noter que les composés organiques susceptibles de se former sur Titan ne conservent pas leur couleur jaunatre mais noicissent vite: la couleur présente de Titan impliquerait alors que la matière organique y soit soumise à un recyclage dont, pour le moment, nous ignorons à peu près tout.

Les sources d'énergie disponibles pour réaliser les synthèses organiques sont:

•  les protons du rayonnement solaire, qui provoquent des réactions conduisant principalement à des hydrocarbures saturés.
• les UV solaires, qui présentent la particularité de ne pas conduire à la formation de molécules azotées, contraitrement aux autres sources d'énergies (Koike & al. 2003)
• les rayons gamma
• les electrons magnétosphériques, particulièrement ceux d'énergie supérieure à 20 Kev, apportant une quantité d'énergie dans l'atmosphère de 0,01 erg/cm2/s, ce qui correspond à la synthèse à chaque minute de 6 mg de tholine par km2 de surface atmosphèrique !
• les éclairs, qui conduisent principalement à la synthèse d'hydrocarbures insaturés.

Cassini Breaking news on Titan 4/07 le spectromètre IR/visible donne les premières images de la surface, prise depuis une distance comparable à celle séparant la Terre de la Lune. Une nette dissymétrie N/S apparaît: des terrains variés comportant des structures rubanées (linéaires, curvilignes...) dans l'hémisphère S et probablement de grands cratères d'impact dans le N. Photos et animations JPL. 4/07 les région sombres seraient constituées de glace d'eau relativement pure alors que les régions brillantes contiendraient plus d'hydrocarbures (à l'inverse de ce qui était supposé jusqu'ici!) - Baines K, JPL L'existence de reliefs différents implique sans doute une activité géologique sur Titan Les reliefs détectés confirment les données obtenues depuis le sol par les techniques d'optique adaptative, ce qui renforce encore leur intérêt! 26/10 flyby réussi, les images tombent et un  nouveau monde se découvre... Il reste 41 approches de Titan à réaliser, la plus proche envisagée maintenant à 950 km de la surface, si la sonde peut être reprogrammée. Un grand bravo aux équipes du JPL!

Image IR hte résolution de la région située à l'ouest du "continent" xanadu. Une région qui ressemble furieusement à un bord de "mer" avec un littoral, des îles et des marques d'érosion. Peut être que le composé noir est solide, pulvérulent (Huygens a confirmé cette interprétation). Nous en sauront plus dès que les données RADAR seront dépouillées. Je suppose que le cercle noir à droite est un artefact. Par contre, le cercle blanc incomplet situé dans la "mer"(?) pourrait être un cratère.

Et si Titan en avait...

Est il possible de poser sérieusement la question de l'existence d'une vie sur Titan ? Bien que notre ignorance concernant la surface (et l'intérieur!) du satellité puisse laisser la porte ouverte à toutes les élucubrations, il n'est pas interdit de réfléchir à ce que pourrait être une vie possible sur (ou plutôt, nous l'allons voir, dans) Titan.

Il semble que la surface de Titan, malgré sa probable collection de molécules organiques, ne soit pas favorable à la vie. Pourtant, même en négligeant la possibilité que des formes de vie radicalement différentes de la notre (qui ne seraient donc pas, par exemple, basées sur l'eau liquide mais sur le méthane) s'y soient développées, il reste une possibilité pour qu'une activité bactérienne subsiste sur ce Satellite.

(ci contre: avis de Frank Drake dans une discussion sur la rareté des vies intelligentes dans l'univers organisée par astrobiology magazine - : "Mais Titan ! Super! Une prodigieuse usine de chimie organique, toute sortes de solvants, certains même dans l'atmosphère. C'est encore mieux que la Terre primitive. Bien sur, c'est extrémement froid, mais les ractions chimiques se produisent facilement, même si elles sont très lentes aux températures Titaniennes. "

On peut fort bien imaginer, nous l'avons vu, que dans son histoire Titan a été plus chaud et qu'une vie primitive a pu y apparaitre. Elle pourrait se maintenir dans l'épaisseur du satellite, dans les roches qui le composent. Peut être cette vie bactérienne a t'elle disparue, peut être est elle parvenue à s'adapter en survivant dans des zones chaudes, dans l'épaisseur de la croûte de Titan, réchauffée par les forces de marées exercées à la fois par le soleil et surtout par Saturne. Un indice de leur présence serait la production continue et mystérieuse de méthane dans l'atmosphère. Cette production est peut être due à l'évaporation continue d'océans d'hydrocarbures (ou plutôt de lacs), mais alors qu'est ce que régénère ces lacs? La question reste ouverte, d'autant plus que ces étendues ne semblent pas suffisantes pour expliquer le nécessaire renouvellement atmosphérique (Coustenis & al. 1995).

Ces archaebacteries réduisent CO ou CO2 en méthane. Leur donneurs d'électrons sont l'hydrogène où des molécules organiques simples comme des alcools. Le calcul montre (Fortes, 1999) que le taux de production microbien de méthane est suffisant pour expliquer la production constatée dans l'atmosphère de Titan, pour peu qu'un mécanisme de transport efficace (volcanisme?) lui permette de regagner la surface...

On ne peut négliger également une possible contamination de Titan par des micro-organismes d’origine terrestre: chaque impact météoritique majeur éjecte dans l’espace une importante quantité de matériaux rocheux terrestres, de taille variée, comportant des bactéries potentiellement capables de résister aux conditions d’un voyage interplanétaire. 

Ainsi, une trentaine de météorites d’origine terrestre peuvent atteindre Titan en quelques millions d’années (Gladman & al., 2006), et ce à chaque impact majeur (ou moins une dizaine d’après les traces observables sur notre planète). De plus, Titan présente l’avantage de posséder son atmosphère, qui diminue fortement la vitesse de chute des météorites et permet ainsi une conservation des bactéries panspermiques. Toutefois, la basse température de la surface condamne sans doute ces éventuelles bactéries à demeurer “congelées” dans leur “taxi” de roche, enfouies dans les glaces de Titan. Si on ne peut écarter la possibilité qu’une source de chaleur endogène réactive ces bactéries, cette possibilité est tout de même peu probable.

D’autres satellites peuvent être aussi contaminés par des échantillons terrestres: chaque satellite de Jupiter reçoit ainsi une centaine d’impacts de roches terrestres provenant d’impacts majeurs sur notre planète, mais leur absence d’atmosphère implique un choc très violent (25 km/s en moyenne) susceptible de vaporiser la roche voyageuse et toutes les bactéries qu’elle peut contenir.

On doit remarquer que le nombre de météorites contaminées terrestres sui atteignent l’atmosphère de Jupiter est sans doute bien supérieur, impliquant l’existence d’une possible activité biologique dans l’atmosphère de cette planète (hypothèse personnelle).

L'existence d'une vie pourrait être détectée en se basant sur l'homochiralité (orientation préférentielle dans l'espace des molécules carbonées) qui caractérise sur terre les molécules produites par (ou entrant dans la composition) des êtres vivants. Bien que des processus abiotiques (mais prébiotiques) puissent générer cette homochiralité, leur détection serait une indication majeure selon laquelle Titan est bien engagé, jusqu'à un point inconnu, dans le chemin qui mène à la vie.

Dans cette optique, on peut alors regretter, comme A. Brack, que la sonde Huygens ne contiennent aucun instrument capable de caractériser l'homochiralité éventuelle des molécules organiques de Titan. D'autres indices pourraient aussi se révéler pertinents.

Indices d'activité biologique Les formes de vies terrestres utilisent différemment les isotopes du carbone: le 12C est plus usité que le 13C. Cependant, la valeur du rapport  12 C/ 13 C connue pour Titan (Hidayat & al . 1997) est trop imprécise pour conclure. L'instrument CIRS de cassini doit pouvoir mesurer ce ratio. De la même façon, l'utilisation par les êtres vivants des isotopes de l'azote n'est pas la même. Le rapport 15 N/ 14 N  peut donc être utilisé, mais il n'a jamais été déterminé sur Titan (Huygens devrait le faire). Cassini a mesuré ce rapport dans la haute atmosphère, et il apparaît un très fort enrichissement en 15 N, dépassant tout ce qui a été mesuré dans le système solaire ! Cet enrichissement est sans doute la marque d'une longue fuite de l'atmosphère dans l'espace, ce qui pose le problème de sa régénération. Cela laisse aussi la porte ouverte à une éventuelle contribution biologique à cet enrichissement. Tout comme des matériaux remontent de l'intérieur du satellite Europe, des "éruptions" pourraient amener en surface des molécules provenant de l'océan profond. L'homochiralité de molécules rapidement congelées (et observables brièvement avant dissociation) comme des isoprenoïdes ou des cycloterpènes manquerait la première découverte de signes indubitables d'une vie extra-terrestre. La photolyse du méthane conduit à l’acétylène, présent dans les atmosphères des planètes joviennes ainsi que sur Titan et, probablement, dans l’atmosphère terrestre primitive. Toutefois, l’acétylène est, pour les organismes terrestres, un inhibiteur du métabolisme anaérobie (méthanogenèse, fixation de l’azote...) Seul le micro-organisme Pelobacter acetylenicus est capable de transformer l’acétylène en acétaldehyde grâce à l’enzyme acetylene hydratase. Sur Terre, cet acétaldehyde est ensuite dégradé en éthanol, acétate e dihydrogène). Ce type d’enzyme a du être important pour permettre l’exploitation d’une source de carbone atmosphérique nouvelle. Selon Oremland & al (2008) la présence d’acétylène dans une atmosphère planétaire peut constituer un indice de la présence d’un écosystème extraterrestre anaérobie.

Observer Titan

Pour les instruments d'amateur, observer Titan revient à observer Saturne! Le satellite y est visible comme une étoile brillante, son disque n'apparaissant que dans des instruments de gros diamètre (de 0,5 à 1 m), encore rares chez les amateurs . Il apparaît alors comme la planète Vénus dans les petits instruments: un minuscule disque jaunâtre.
Il est possible d'observer les éclipses mutuelles des satellites, leurs occultations d'étoiles ainsi que leurs passages devant le globe de Saturne.

Ephémérides

• Astrosurf
• Spécial Titan
• Le plus complet: le Bureau des longitudes

Le programme le plus ambitieux d'étude de Saturne en cours est représenté par la mission Cassini-Huygens. De nombreux sites sont consacrés à cette mission:

Le site ci dessus donne aussi accès à des videos et animations, et permet de télécharger la remarquable "encyclopédie Cassini" ("passage to a ringed world"), un document pdf (en anglais) de 168 pages décrivant la mission et la planète. Pour les enseignant, une présentation en powerpoint est également disponible. Je l'ai entièrement traduite en français et la tient à votre disposition. Ci contre: une "vue d'artiste" de la séparation entre Cassini et Huygens. Illustration JPL/ Dave Seal. Voyage dans le système solaire - excellent site perso avec une section Cassini-Huygens Site perso de "Gibouin", sur le système solaire Site du HST-Team CONFERENCE INTERNATIONALE SUR TITAN 13/17 AVRIL 2004 A L'OCCASION DU 375 EME ANNIVERSAIRE DE LA NAISSANCE DE C. HUYGENS (in english)

La sonde est considérée comme devant résister à l'impact et fonctionner quelques dizaines de mn au sol. Afin de ne pas être déçu, il convient d'être réaliste: tout comme pour beagle sur Mars, la descente n'étant freinée que par parachute et aucun système de rétrofusée ou d'airbag n'étant monté sur la sonde, les probabilité de survie au crash sont infimes. Seul espoir: que huygens tombe dans un "océan" d'hydrocarbure sur lequel, en principe, elle pourrait flotter... et qui amortirait le crash ! (Et la sonde est tombée sur un sol mou, spongieux, et a parfaitement résisté plus d'une heure...)

Objectifs de la mission

Equipement de la sonde

1 - Déterminer la composition de Titan et de son atmosphère ainsi que les meilleurs scénarios décrivant l'origine et l'évolution du satellite. 2 - Obtenir des chiffres précis donnant la composition de l'atmosphère. 3 - Etudier la structure verticale et horizontale de l'atmosphère, y rechercher les molécules complexes ainsi que les sources d'énergies alimentant la chimie de l'atmosphère. Etudier les effets de la lumière solaire sur la haute atmosphère ainsi que la formation et la composition des aérosols formés. 4 - Mesurer la vitesse des vents et les températures et étudier les modifications saisonnières des courants atmosphériques. 5 - Déterminer l'état physique, la topographie et la composition de la surface de Titan. Obtenir ainsi quelques informations sur sa structure interne. 6 - Eclaircir les interactions entre la magnétosphère de Saturne et la haute atmosphère de Titan. 7 - Etablir l'existence d'étendues liquides à la surface, et étudier les grandes structures repérées depuis la Terre et suspectées être des "continents". Vue d'artiste de la surface. L'érosion réelle est sans doute bien plus importante. JPL/

un collecteur d'aérosols (pour analyse de l'atmosphère et des particules qui l'obscurcisse) un pyroliseur (qui "brûle" les molécules organiques afin de permettre l'analyse des fragments obtenus) une caméra de descente (ouf ! nos brillants ingénieurs auraient pu oublier ce "détail", fondamental pour l'intérêt du public, qui paie la mission, comme ils ont oublié un imageur "au sol"!) un radiomètre spectral (analyse des échantillons du collecteur d'aérosol) un instrument de mesure de la vitesse du vent par effet Doppler un chromatographe en phase gazeuse (analyse fine des gaz de l'atmosphère) un spectromètre de masse (analyse des un instrument consacré à l'étude de la structure nuageuse un ensemble d'instruments effectuant des mesures à la surface, si la sonde survit à l'impact ! La vue du sol prise par Huygens confirme bien l'importance de l'érosion, et valide aussi les couleurs choisies par l'artiste qui a réalisé la vue ci contre.

IIlustrations JPL

Les deux "vues d'artiste" ci dessus sont censées illustrer le contact final entre Huygens et Titan. Comme un oeil circonspect peut le remarquer, les deux artistes n'ont pas les mêmes conceptions quant à la grandeur apparente de Saturne dans le ciel de Titan (à moins qu'ils n'aient mal interprété l'excentricité de son orbite!). Le premier dessin est, en fait, le plus proche de la réalité. La présence allégorique d'une sonde Cassini énorme dans le deuxième dessin nous signale que nous sommes en pleine poésie (il en faut!). Soyons sur que Huygens nous révélera, quoiqu'il arrive, un monde insoupçonné. (ce qui a été le cas)

De façon plus pragmatique, ce montage (JPL) indique la zone dans laquelle Huygens s'est posée le 5 janvier 2005.   Le relief de l'endroit à l'air assez varié, et la descente de la sonde risque de nous apporter de nombreux renseignements sur ces terrains énigmatiques. Je crois que les régions sombres sont recouvertes d'une sorte de poussière floconneuse formés par les matières organiques et les minéraux du sol. Je crois aussi que ce sont de tels flocons qui sont à l'origine de la vie.

A noter: Huygens embarque un microphone qui devrait nous permettre d'entendre les sons recueillis pendant la descente de la sonde... Entendrons nous le ressac des vagues d'un océan d'hydrocarbures glacés ?  Espoir déçu, rien que du "bruit"...

VOL VERS TITAN Ici, une vue du seigneur des anneaux prise  début Avril. Remarquez les ceintures nuageuses de la planète, visibles avec un peu d'entrainement à l'aide d'un télescope de 200 mm seulement. 26/05/2004: Cassini prend des vues rapprochées révélant l'atmosphère turbulente, surtout dans les régions équatoriales, de Saturne. 26/10/2004: Cassini a réussit son approche: le sol de Titan apparaît peu marqué par des cratères, relativement jeune et géologiquement très varié. Pas de confirmation d'étendue liquides à la surface. Photos JPL
Premières vues de Titan réalisées par Cassini début mai 2004. L'intérêt en est assez limité à cette distance de Saturne, mais la carte réalisée à partir des isophotes montre bien le plus grand des "continents" s'étalant sur 40 ° de latitude et bien caractérisé par le HST-team.	Cette vue réalisée le 25 Juin 2004 à une longueur d'onde permettant de pénétrer quelque peu l'atmosphère laisse voir une structure en H penché qui confirme celle obtenue au sol par l'ESO-team. Cette vue de Titan réalisée par Cassini (photo JPL) le 30 juillet 2004 montre les brumes bleutées se formant dans la haute atmosphère de Titan et l'encerclant comme une double auréole.  Image en fausses couleurs à base de rayonnement UV. Contraste augmenté pour les couches de brume
Le volume 31 de la revue Journal of Geophysical Research publie de nombreux articles sur Titan. Ils sont référencés, avec d'autres, sur cette page de l'ESA.

Références

Artemieva N; Lunine J. Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics. Icarus 2003, 164 (2), 471-480

Bernard JM.; Coll P; Coustenis A; Raulin F. Experimental simulation of Titan's atmosphere: Detection of ammonia and ethylene oxide. Planetary and Space Science 2003, 51 (14-15), 1003-1011
Bouchez  AH. Seasonal trends in Titan's atmosphere: haze, wind and clouds. Thèse de PhD, Caltech, 2004 (25 juillet 2003)
Burnham R. Hubble Maps Titan's Hidden Landscape.  Astronomy 02/1995, 44-45

Coll P. Mars et Titan: sur les traces de la vie. Pour la Science 327, 01/2005, 70-73
Coustenis A ,Taylor F. Titan: The Earth-Like Moon.  World Scientific Publishing Company, 01/ 2000. ISBN9810239211
Coustenis AE, Lellouch JP, Maillard, McKay CP. Titan's surface spectrum.1995, Icarus 118, 87-104. 
Coustenis & al 2005, Icarus Vol. 177, Iss. 1, p. 89-105

Dubouloz. N, Raulin. F, Lellouche. E, Gautier. D. Titan's Hypothesized Ocean Properties: The Influence of Surface Temperature and Atmospheric Composition Uncertainties. Icarus 1994, 82, 81-94.

Engel S, Lunine JI, Norton DL. Silicate interactions with ammonia-water fluids on early Titan. 1994, J. Geophys. Res 99 E2. 3745-3752.

Fortes AD. Exobiological implications of a possible ammonia water ocean inside Titan. Department of Geological Sciences, University College London

Genge M. Extreme surfing. New scientist 2455, 10/07/2004,34-37.
Gladman B, Dones L, Levison H, Burns J, Gallant J. Meteoroid transfer to Europa and Titan. Lunar and Planetary Science XXXVII (2006)
Grasset O, Sotin C. The cooling rate of a liquid shell in Titan's interior. 1996, Icarus 123 , 101-123
Grasset O. et al, 2000, PSS 48, 617-636
Griffith CA, Owen T, Geballe TR, Rayner J, Rannou P. Evidence for the exposure of water ice on Titan's surface. Science,25/04/2003; 300 (5619): 628-30.

Hidayat T, Marten A, Bézard B, Gautier D, Owen T, Matthews HE, Paubert G. Millimetre and submillimetre heterodyne observations of Titan: retrieval of the vertical profile of HCN and the 12 C/ 13 C ratio. 1997, Icarus 126 , 170-182.
Horikoshi H. Barophiles: deep sea microorganisms adapted to an extreme environment. 1998, Current Opinions in Microbiology 1, No' 3, 291-295.

Jakosky BM, Shock EL. The biological potential of Mars, the early Earth, and Europa. 1998, J. Geophys. Res .103 E8, 19359-19364.
Jones B.E, Grant WD, Duckworth AW, Owenson GG. Microbial diversity of soda lakes. 1999, Extremophiles 2, No' 3, 191-200.

Kargel J.S, Croft SK, Lunine JI, Lewis JS. Rheological properties of ammonia-water liquids and crystal liquid slurries: planetological applications. 1991, Icarus 89 , 93-112.
Kasting J. Méthane et climat. Pour La Science 323, septembre 2004, 29-34
Kato C, Bartlett DH. The molecular biology of barophilic bacteria. 1998, Extremophiles 1, 3, 111-116.
Kereszturi A. Astrobiological consequences of possible plate recycling-like process on Titan.  2nd european workshop on exo/astrobiology, 09/2002
Koike T, Kaneko T, Kobayashi K, Miyakawa S, Takano Y. Formation of organic compounds from simulated Titan atmosphere: perspectives of the Cassini mission. Biol Sci Space. 2003 Oct;17(3):188-9.
Khare BN, Bakes EL, Cruikshank D, McKay CP. Solid organic matter in the atmosphere and on the surface of outer Solar System bodies. Adv Space Res. 2001; 27(2): 299-307.
Khare BN, Thompson WR, Chyba CF, Arakawa ET, Sagan C. Adv Space Res. 1989; 9(2): 4
Khare BN, Sagan C, Thompson WR, Arakawa ET, Suits F, Callcott TA, Williams MW, Shrader S, Ogino H, Willingham TO, Nagy B. The organic aerosols of Titan. Adv Space Res. 1984;4(12):59-68.
Khare BN, Thompson WR, Chyba CF, Arakawa ET, Sagan C. Organic solids produced from simple C/H/O/N ices by charged particles: applications to the outer solar system. Adv Space Res. 1989;9(2):41-53.
Khare BN, Sagan C, Ogino H, Nagy B, Er C, Schram KH, Amino acids derived from Titan tholins. Icarus. 1986 Oct; 68(1): 176-84.
Kossacki KJ, Lorenz RD. Hiding Titan's ocean: densification and hydrocarbon storage in an icy regolith. 1996, Planet. Space. Sci .44 (9), 1029-1037.
Krauskopf. KB, Bird DK. Introduction to Geochemistry . 1995, 3 rd ed., McGraw-Hill.
Kuramoto, K., Matsui, T., 1994. Formation of a hot proto-atmosphere on the accreting giant icy satellite: implications for the origin and evolution of Titan, Ganymede, and Callisto. J. Geophys. Res. 99 (E10), 21183– 21200. 

Lara. L.M, Lorenz. R.D, Rodrigo. R. Liquids and Solids on the Surface of Titan: Results of a New Photochemical Model. Planet. Space. Sci., 1994, 42(1). 5-14.
Lara. L.M, Lellouch. E, López-Moreno. J.J, Rodrigo. R. Vertical Distribution of Titan's Atmospheric Neutral Constituents. J. Geophys. Res. 1996, 101. E10. 23262-23283.
Lebonnois S.  Circulation générale et Photochimie dans l'Atmosphère de Titan Thèse soutenue le 14 juin 2000 Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements Toulouse
Lorenz, Ralph D. ;Smith, Peter H. ;Lemmon, Mark T. Seasonal change in Titan's haze 1992-2002 from Hubble Space Telescope observations. Geophysical Research Letters, Volume 31, Issue 10, 06/2004
Lunine. JI. Volatiles in the outer solar system. 1985, Ph.D. thesis. California Institute of Technology.
Lunine. JI, Stevenson DJ. Clathrate and ammonia hydrates at high pressure: application to the origin of methane on Titan. 1987, Icarus 70 , 61-77.
Lunine JI; Lorenz RD; Hartmann WK. Some speculations on Titans past, present and future. Planetary and Space Science 46, 9, 1099-1107
Lunine J, Artemieva N , Lorenz R. Flamini E. (rlorenz/jlunine@lpl.arizona.edu, artemeva@psi.edu, enrico.flamini@asi.it). NUMERICAL MODELING OF IMPACT CRATERING ON TITAN WITH IMPLICATIONS FOR  THE AGE OF TITAN’S SURFACE. 36th congress of IPSC, 3/2005

McDonald GD, Thompson WR, Heinrich M, Khare BN, Sagan C.Chemical investigation of Titan and Triton tholins. Icarus. 1994;108:137-45.
Mc Kay CP, Martin SC; Griffith CA, Keller RM. Temperature lapse rate and methane in Titan's troposphere. 1997, Icarus 129, 498-505.

Niemann H, J. Demick J. Haberman, D. Harpold, W. Kasprzak, E. Raaen, S. Way S. Atreya, G. Carignan   S. Bauer    K. Biemann   D. Gautier   G. Israel    D. Hunten, J. Lunine   T. Owen   F. Raulin. The Cassini-Huygens Probe Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)  Experiment. First Results.  Lunar and Planetary Science XXXVI (2005) - doc 1663.pdf

Oremland RS, Voytek MA. Acetylene as fast food: implications for development of life on anoxic primordial Earth and in the outer solar system. Astrobiology. 2008 Feb;8(1):45-58.

Peale, S.J., 1977. Rotation histories of the natural satellites. In: Burns, J.A. (Ed.), Planetary Satellites. Univ. of Arizona Press, Tucson, pp. 87– 111.
Perron, J. Taylor ;de Pater, Imke Dynamics of an ice continent on Titan. Geophysical Research Letters, Volume 31, Issue 17, 06/2004
Pietrogrand MC, Coll P, Sternberg R, Szopa C, Navarro-Gonzalez R, Vidal-Madjar C, Dondi F. Analysis of complex mixtures recovered from space missions statistical approach to the study of Titan atmosphere analogues (tholins). J Chromatogr A. 2001 Dec 21; 939 (1-2): 69-77.

Sarker N, Somogyi A., Lunine JI, Smith MA. Titan aerosol analogues: analysis of the non volatile tholins. Astrobiology 2003, 3, n°4, 719-726.
Scattergood TW, Valentin JR, O'Hara BJ, Kojiro DR, Carle CG. Gas chromatographic instrumentation for the analysis of aerosols and gases in Titan's atmosphere. J Geophys Res. 1987 Mar 30;92(B4):E723-8.
Simakov M. Dinitrogen as a possible biomarker for exobiology: a case for Titan. 1999, paper presented at 6th Bioastronomy Meeting . Abstract E.31S.
Simakov M. Exobiology of Titan. 2nd european workshop on exo/astrobiology, 09/2002
Sohl, F., Sears, W.D., Lorenz, R.D., 1995. Tidal dissipation on Titan. Icarus 115, 278–294.
Solà JC. Notas astronomicas. Real Academia de Ciencias y Artes de Barcelona Vol. 5; 16; 1905
Sotin C, R. Jaumann, B. J. Buratti, R. H. Brown, R. N. Clark, L. A. Soderblom, K. H. Baines, G. Bellucci, J.-P. Bibring, F. Capaccioni, P. Cerroni, M. Combes, A. Coradini, D. P. Cruikshank, P. Drossart, V. Formisano, Y. Langevin, D. L. Matson, T. B. McCord, R. M. Nelson, P. D. Nicholson, B. Sicardy, S. LeMouelic, S. Rodriguez, K. Stephan and C. K. Scholz, Release of volatiles from a possible cryovolcano from near-infrared imaging of Titan,  Nature, 9 juin 2005, doi:10.1038/nature03596, p786
Stoker CR, Boston PJ, Mancinelli RL, Segal W, Khare BN, Sagan C.Microbial metabolism of tholin. Icarus. 1990;85:241-56.

Thompson WR, Murray BG, Khare BN, Sagan C. Coloration and darkening of methane clathrate and other ices by charged particle irradiation: applications to the outer solar system. J Geophys Res. 1987 Dec 30;92(A13):14933-47.
Thompson WR, McDonald GD, Sagan C. The Titan haze revisited: magnetospheric energy sources and quantitative tholin yields. Icarus. 1994;112:376-81.
Tobie G, Grasset O, Lunine JL, Mocquet A, Sotin C. Titan’s internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model. Icarus 175, 2005, 496-502.

Williams DM, Kasting JF, Wade RA. Habitable moons around extrasolar giant planets. Letters to Nature, 16/01/1997, vol 385, 234-326

Yelle RV, Strobell DF, Lellouch E, Gautier D. Engineering models for Titans atmosphere. As J, 1997.

HST-Team: Pr. Smith PH & Lemmon M, étudiant en thèse, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory; Caldwell J, York University, Canada; Sromovsky L, University of Wisconsin; Allison M, Goddard Institute for Space Studies, New York City.

ESO team : Markus Hartung (ESO-Chile), Laird M. Close (Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA), Rainer Lenzen, Tom M. Herbst and Wolfgang Brandner (Max-Planck Institut for Astronomie, Heidelberg, Germany), Eric Nielsen and Beth Biller (Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA), and Olivier Marco and Chris Lidman (ESO-Chile).