Titan-exploration

TITAN

Exploration d'un nouveau monde
Dernière mise à jour: 31 mai 2008

Note: pour rendre la navigation plus facile: le dernier survol est relié à la page donnant les photos du JPL, les derniers textes ajoutés ou modifiés apparaissent en orange, les paragraphes rajoutés sont accessibles directement en cliquant ici: nouveauté

Titan Tour 2008: les survols

Assolissage de Huygens : Premiers résultats

Suivez aussi la mission Cassini- Huygens sur FLASHESPACE.COM

ATTENTION: LES DONNÉES MENTIONNES ET ANALYSÉES SUR CETTE PAGE RESULTENT PRINCIPALEMENT DES INFORMATIONS TRANSMISES EN TEMPS REEL PAR LA SONDE CASSINI. EN CONSÉQUENCE, CES DONNÉES SONT SUJETTES A PLUSIEURS INTERPRETATIONS DIFFERENTES EN FONCTION DES GROUPES DE RECHERCHE, DES TECHNIQUES UTILISEES, DES MODELES EMPLOYES ET DE L'AMELIORATION DES CONNAISSANCES. JE DONNE LES INTERPRETATIONS PUBLIEES DANS LA LITTERATURE SCIENTIFIQUE, MAIS SI LES GRANDES LIGNES SONT FIABLES ET COHERENTES, BIEN DES POINTS SERONT CONFIRMES OU DEMENTIS DANS LE FUTUR. Stay tuned!

Page 1 PARAMETRES ORBITAUX A LA DECOUVERTE DE TITAN DERNIERES NOUVELLES PAR CASSINI-HUYGENS UNE VIELLE TER RE CONGELEE ? TITAN ET LA VIE VOL VERS TITAN (Cassini au jour le jour) CARACTERISTIQUES PHYSIQUE UNE ATMOSPHERE MYSTERIEUSE Apports des missions Voyager UNE SURFACE ENIGMATIQUE Histoire Carte Hubble Space Telescope (HST) Carte European Southern Observatory (ESO) REFERENCES	Photo JPL - Survol de Titan par Cassini	Page 2 Les terrains cratérisés Les régions sombres Les régions claires Les marques d'érosion Les régions polaires S Fissures et failles Les cryovolcans Une région chaude ? Xanadu d'ouest en est Montagnes Les Mers du Nord
	Page 3: les Mers	TOUTES LES VUES DE TITAN

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.

Quelques vues du survol du15 janvier 2007

Les terrains cratérisés.

Le survol n°3 réalisé mi février à permis de cartographier de nouveaux terrains, révélant l'existence de grands cratères. D'après les travaux de Lunine & al, de l'université de l'Arizona, présenté au dernier congrès de l'IPSC, la présence d'un océan d'eau ammoniaquée a quelques kilomètres (70 environ d'après Tobie & al., 2005, qui se basent sur l'étude de l'évolution de l'orbite de Titan) sous la surface du satellite limite la taille maximale des cratères formés, alors que l'atmosphère impose une limite inférieure à leur taille: si Titan a toujours possédé une atmosphère d'une épaisseur comparable à celle dont il est actuellement doté, il a été protégé des impacteurs d'une taille inférieure à 2 km, et les cratères présents à sa surface devraient avoir une taille minimale voisine de 20 km. Les matériaux profonds, mous, dénudés par les impacts majeurs ont tendance à remonter après l'impact, emplissant le cratère de liquide finissant par se solidifier et détruisant ainsi ses reliefs caractéristiques (voir simulation ci dessous). Pour cette raison, les cratères de plus de 500 km de diamètre, creusés par des corps d'un diamètre supérieur à 25 km, ont du être fortement modifiés immédiatement après leur formation, avant même que les reliefs restants soient soumis à l'érosion atmosphérique.

En bleu, l'océan ammoniaqué enfouit dans les profondeurs de Titan. L'impacteur possède un diamètre de 10 km (en haut) et 100 km (attention au changement d'échelle entre les vues). Le calcul a été réalisé sur la moitié droite des figures, l'autre étant obtenue par symétrie. Chaque carré correspond à 25 unités distinctes dont le comportement a été calculé.	Ci contre: simulation numérique de deux impacts à la surface de Titan, réalisée par l'équipe de Jonathan I. Lunine (2005 - avec l'aimable autorisation des auteurs). Ci contre: Survol du 22 aout 2005, région à l'est de "Xanadu". Photo JPL.
Ce grand cratère possède plusieurs arènes concentriques, mais seul son W est bien visible. Bien que l'ensemble ait été érodé, le fond du cratère a été envahit probablement par les matériaux mous profonds, ce qui semble confirmé par l'absence de blocs éjectés tout autour du cratère (sans parler de la fonte instantanée des fragments de la croute de glace chauffée par l'impact). On peut aussi remarquer l'existence d'un réseau de drainage (en bas à gauche) assez développé, ainsi que des formations sombres "en griffes de chats" grossièrement orientées vers le centre du cratère. D'après le géologue C. Laroubine, spécialiste des impacts météoritiques, l'état de conservation de ce cratère indiquerait un âge inférieur à 50 millions d'années. La limite des ejectas, assez nette, indiquerait un simple fluage, un déplacement des matérieux vers l'estérieur du cratère sans phénomène de type explosif (comme si l'impact s'était bien réalisé dans un matériau mou). Dans la partie centrale du cratère, on distingue des formations qui ressemblent à des dunes que le vent étire en croissants, les barkanes (animation sur leur formation). Le survol du 13 Janvier 2007 a permis d'identifier (par 9°W et 26,5°N) la région N d'un cratère d'impact de près de 180 km de diamètre. Les éjectas sont constitués d'un matériau brillant (au radar!) surplombant les plaines avoisinantes. Ces éjectas ont un aspect granuleux, on peut y voir des traces d'écoulements montrant qu'ils ont subis une érosion non négligeable. L'arène du cratére est très sombre, sans doute recouvertes par des dépots plus ou moins fluides qui en cachent le plancher (où qui sont remontés depuis l'intérieur du satellite lorsque la surface de ce dernier a été fracturée par l'impact). Le nombre de cratères retrouvés ainsi que leur état de conservation est une information importante permettant de déterminer un ordre de grandeur pour l'age de la surface de Titan ainsi que pour son atmosphère.	Ci contre: vue Radar du cratère circus maximus (440 km de diamètre), découvert lors du troisième survol de Titan par Cassini.
On observe des structures alignées E-W pouvant correspondre soit à des formations d'origine éolienne, soit à des altérations du sol (fractures, écaillage, impacts ?) Les alignements semblent interrompus par des terrains plus brillants, et leur forme en arc de cercle, au N (c'est à dire en bas!) pourrait indiquer que les terrains blancs centraux ont recouverts les alignements à l'occasion d'un impact. Commentaire personnel: En retravaillant cette vue, il est possible de supposer que l'impact d'origine ai frappé la surface tangentiellement (formes elliptique, en violet), formant un cratère de 200 km de diamètre, permettant à des matériaux profonds plus clairs de s'épancher à la surface selon les directions matérialisées par les flèches rouges. Ces matériaux clairs ont été ensuite frappés par d'autres impacts (cercles rouges) creusant des cratères de 20 à 30 km de diamètre dont l'un,arborant une triple arène, témoigne de la fluidité des matériaux clairs mis au jours lors du premier impact (le faible relief de Titan plaide d'ailleur en faveur d'une couche liquide profonde, comme sur Europe). Des épanchements plus limité de fluides clairs se sont aussi produits à partir du grand cratère (souligné en rouge, flèche bleue, sur 80 km environ) alors que ces terrains subissaient des fractures et une érosion (réseau de drainage (?) en bleu, couvrant 130 km). Il est possible que le centre du cratère ait subit un effondrement (comme lors de la formation d'une caldeira) car un réseau de fractures et/ou d'écoulements (en bleu et orange) semble creuser le sol sur 200 km de long et 80 de large. Le S de cet effondrement semble avoir emporté la moité de l'arène d'un cratère relié à un autre, plus petit, par un chenal (en rouge).	Image radar de terrains situés dans le coin NE de la région brillante Xanadu. Cette image couvre une zone de 300 x 900 km environ
Le cratère et les terrains qui l'entoure sont très brillants. Il a été formé par un impact avec un corps cométe ou astéroïde) d'un diamètre voisin de 8 km. Tout autour de l'arène, particulièrement bien conservée (donc "jeune" géologiquement parlant) se disposent, de façon assymlétrique, les matériaux brillants éjectés lors de l'impact. L'assymétrie peut être causée par l'impact lui même mais aussi par l'action des vents (importants dans cette région si les formations visible au NE sont bien des dunes) L'absence de pic central peut être due à l'érosion où à la consistance du sol.	Image RADAR (18/02/2005) d'un cratère de 60 km de diamètre
On distingue 3 types de reliefs différents dans cette région: - des "griffures de chat" (cat scratches) qui sont probablement des champs de dunes de glace ou de particules riches en matière carbonée (où d'un mélange des deux). Il est possible que ces dunes ait été formées par l'action du vent sur des étendues liquides qui ont rapidement gelé. - des régions claires, probablement d'altitude légèrement plus élevée que les plaines sombres, au relief tourmenté. - Des chenaux sombres (au centre, vers le N), creusés par des écoulement fluides et, peut être, constituent le lit de rivières actuelles charriant un mélange pâteux de particules de glaces mélées à une boue organique (c'est à dire carbonée !).	Image RADAR à synthèse d'ouverture (28/10/2005). Région à la géologie variée. 300 x 250 Km. 10° S, 292 ° W Image en HR

Le survol du 31 Mars a permis d'obtenir cette vue mosaïque de la région située à l'E du brillant "continent" Xanadu. Le centre de l'image est situé à l'équateur de Titan, par une longitude de 21° O. Les vues sont prises à une altitude comprise entre 150000 et 113000 Km. La résolution varie de 1 à 2 km/pixel.

La région centrale (vue A) est encerclée de terrains sombre, mais au SE (B) les terrains clairs se mêlent de façon complexe aux terrains sombres. On pourrait croire que l'on est en présence d'une zone claire voilée par du matériel sombre qui la recouvre de façon irrégulière sous une faible épaisseur, et que le spectrométre IR permet d'apercevoir. Cela signifierait que les terrains sombres pêuvent fluer et que leur dépot peut se faire à la suite de précipitations (avis personnel).

Au S, les reliefs sombres, par leur linéarité et leurs intersectiosn, évoquent des structures mise en place à la suite de mouvements tectoniques (failles ?).

La figure C montre un cratère de 80 km de diamètre. Ce cratère ayant déjà été observé précédemment dans d'autres longueurs d'ondes, il apparait ici, dans le proche infrarouge, que le sol du cratère est bien sombre, ce qui renforce l'hypothèse selon laquelle les terrains sombres sont constitués d'hydrocarbures.

De nombreux reliefs peuvent s'expliquer si l'on fait l'hypothèse de terrains cratérisés anciens recouverts par la suite d'un matériaux fluide (pulvérulent ? visqueux ? liquide ?) sombre et soumis à une érosion intense (éolienne où par le fluide précédent ?).

Lors du survol du 7/09, la région a été étudiée à nouveau. La branche N du "H penché" a été baptisé Fenzal, la partie S Aztlan. Fenzal montre plusieurs "iles" claires, mais ce dernières ne semblent pas posséder d'orientations particulièremes, contrairement à ce qui a été observé dans d'autres régions de Titan.

Les régions sombres

	La vue RADAR ci contre couvre une région de 300 x 700 km environ. Les régions sombres en ilmages radar sont lisses, ou absorbent particulièrement les ondes. L'origine des reliefs observés est difficile à établir. Les terrrains sombres ne sont pas des mers, mais pas non plus, apparemment, des plaines solides. Leur consistance pourrait se rapprocher de celle des tourbières terrestres. Autour des zones brillantes, des rides montrent bien des marques d'écoulements fluides, peut être liés à un cryovolcanisme récent, avec émission de mélanges d'eau et d'ammoniac. D'autres structures pourraient être reliés à des écoulements transitoires causés par des pluies. Peut être même que ce terme de pluie serait à revoir, la réalité se rapprochant peut être plus, selon moi, des brouillards épais qui peuvent se former en bord de mer, sur Terre.
	La vue ci contre résulte du compositage de plusieurs clichés par le JPL (prise en proche IR) lors du survol du 30 Mars On y remarque un terrain identifié depuis la Terre sous le nom de "H penché" , et les côtes extrémement découpées des terrains clairs environnants, laissant suspecter un drainage massif et relativement ancien. Plusieurs marques de cratères d'impact sont visibles, certains montrant un fond brillant alors que d'autres sont emplis de matériau sombre.
	J'ai agrandit et surlignée une formation allongée qui ressemble fort à une longue vallée de type vallis marineris.
	Le survol du 7/09 a permis de revenir sur une région observée précédemment à plus faible résolution, située à 55° S et 7,5 ° W et mesurant environ 300 x 220 Km. Cette vue RADAR, prise à 2000 km d'altitude, montre l'existence d'un réseau dense de canaux, de canyons clairs entaillant la surface du satellite. Ces vallées mesurent environ 1 km de large pour 200 m de profondeur, et s'étendent sur plusieurs centaines de km. Leur allure sinueuse et la présence d'angles vifs laisse penser qu'ils suivent plus ou moins des lignes de failles dans la croute de Titan. Ces vallées différent nettement de celles mises en évidence par Huygens ainsi que dans d'autres régions de Titan: on n'a pas ici de réseau de drainage établit à la suite de précipitations, car aucun affluent n'est visible. Ces canyons on du être creusés par un courant de fluide parcourant de grandes distances. Remarques personelles: on peut remarquer, en particulier pour le long canyon s'étendant, au S, sur toute l'image, la présence de plusieurs bifurcations semi-circulaires, comme si le flot avait érodé d'anciens cratères tout en suivant le relief de leur paroi. Le contraste variable des canyons pourrait aussi montrer que ces derniers sont, de temps à autre, comblés par du matériel plus sombre. Serait il possible que les hydrocarbures de Titan prennent l'aspect d'une pâte dont la fluidité peut varier drastiquement pour de faibles changement des conditions physiques ? Cela permettrait d'expliquer ces dépôts qui semblent brutalement avoir été figés.
RADAR à synthèse d'ouverture - 28/10/2005 - 200 x 140 Km - 13°S, 300°W Le survol du 22 /02/2007 a permis de découvrir de nouvelles dunes, toujours dans les régions équatoriales (3,5°S, 37,3 W). Elles sont probablement formées par les vents orientés W --> E. Leur longueur et leur forme indique qu'elles se sont formées dans le sens du vent, contrairement à la majorité des dunes terrestres. On les retrouve encore associées à des terrains clairs qui tantot les recoupent et tantot sont recouverts, au moins partiellement, par les dunes formés de matériaux possédant la taille de grains de sable (autour de 250 microns). Section CHARM (Cassini Huygens Analysis and Result from the Mission): Les dunes de Titan Présentation comprenant de nombreuses vues comparées des strcutures de Titan avec des déserts terrestres.	Les dunes couvrent de vastes surfaces dans les régions connues de Titan. On les retrouve autour de terrains brillants, qu'elles encerclent. Elle sont interrompues par ces formations, ce qui suggère que ces dernières sont plus élevées. Ces dunes sont espacées d'1 à 2 km, et leur orientation laisse penser qu'elles ont été formées par des vents soufflant d'Ouest en Est. La tache blanche centrale droite montre, sur son flanc E, une structure "en oignon", comme des rides concentriques autour d'un point d'impact dans une surface liquide. Est il possible que le sol fluide de Titan puisse conserver ainsi l'empreinte d'impacts passés dans des lacs transitoires et aussitot gelés ? Ou bien le sol est il recouvert d'une couche pulvérulente si fine qu'elle se comporte comme un liquide ? Ces dunes pourraient être constituées de grains de glace d'eau (érodées des flancs des collines et montagnes environnantes lors d'époques où des liquides existaient) humectés d'hydrocarbures liquides (ce qui expliquerai leur albédo uniformément sombre - Coustenis & al. 2005). En effet, les tholins et les aérosols auraient une signature spectrale plus reconnaissable.

Les marques d'érosion

Le 26 octobre 2004, Cassini a pris cette vue, couvranbt 400 x 400 km environ, de la région dans laquelle Huygens s'est posé.
Les terrains clairs montrent des déformations en forme de stries, avec un bord ovalisé, formés par une contrainte s'exerçant à 45 ° vers le bas de l'image.
Cette contrainte peut être de nature liquide (rivières ?), éolienne (vents, comme sur Mars) ou bien résulter d'un mélange de ces deux éléments, avec des variations saisonnières. Elle est orientée de la même façon sur de larges surfaces du satellite.

Le 7 Septembre, un survol à 2000 km d'altitude a permis l'étude de ce terrain d'environ 60000 km2 situé par 48°S et 14°W.
Cette région est traversée de chenaux comportant de nombreux affluents, et qui rapellent les réseaux d'écoulement qui se forment sur Terre suite aux précipitations.

Le chenal le plus au N semble irriguer une région claire à partir d'un terrain plus sombre. Cette disposition est l'inserve de celle observée par Huygens, le caractère sombre oau clair ne paraît donc pas pouvoir être clairement lié à une différence d'altitude (de quelques centaines de m seulement, Titan étant un monde assez plat...). La région sombre, lisse, pourrait correspondre à un dépôt de matière organique d'origine atmosphèrique, et ces matériaux sombres seraient entrainés par des pluies de méthane qui en éroderaient la surface. Ce mélange se déposerait ensuite dans les terrains clairs.
Cette vue montre aussi d'autres reliefs: le terrain sombre au SE , outre un petit cratère (fléche rouge) montre l'existence de nombreux canyons, des canaux d'écoulement non ramifiés (en bleu ciel) qui sont peut être (avis personnel) les restes d'un ancien systéme de drainage aujourd'hui érodé et partiellement recouvert de matériel sombre. A l'ouest, une valée de type glacière (en vert). En vielet, deux régions où les sens d'écoulement des fluides ont été visiblement opposés. La région S correspond peut être à ce qui reste d'un ancien cratère à présent complétement défiguré par l'érosion.

Cette image RADAR a été obtenue le 20 Décembre 2007 au voisinage du pôle S de Titan (centre de l'image: 76° Latitude S, 32° longitude W) et couvre 600 x 250 Km.
J'ai augmenré la luminosité et le contraste de la vue fournie par le JPL, que j'ai recadrée et réorientée (le N est à droite). Vue HR originale ici.

De nombreuses formations visibles démontrent l'existence d'écoulements de liquides: des lits de rivières et de fleuves, sinueux et nets vers le N, sont accompagnés de zones de drainages moins régulières dans le S, où un terrain très accidenté et découpé pourrait avoir été formé à la fois par des pluies d'hydrocarbures et par l'action souterraine de flots d'hydrocarbures s'échappant du sol ou provoquant des effondrements

Les larges vallées vues dans la partie méridionale (à gauche) de l'image sont particulièrement intrigantes car elles apparaissent remplies d'un matériau fluide et sont très précisément délimitées. Ces vallées aurait pu être formées par des processus tectoniques (effondrements, distensions, rifting...) mais aussi par une érosion causée par des écoulements liquides, voire même solides (un mélange d'hydrocarbures et d'eau jouant le rôle des glaciers terrestres).

Fissures et failles

En a, les traces de trois impacts apparaissent, dessinant des cratères plus ou moins érodés mesurant de 30 à 50 km de diamètre. Deux autres impacts, très érodés, sont discernables sur le coté E de la tache claire située à gauche et au centre de la vue. Les remparts, complets ou fragmentaires, de ces différents cratères sont fait de matériaux clairs (glace?) alors que leur arène a été envahie de "fluide" plus sombre. Cela indiquerait que le "fluide" sombre est de faible épaisseur, puisque si il était déjà présent lors des impacts, ces derniers l'ont creusé et ont formé les remparts avec des matériaux clairs sous jacents. L'aspect des cratères de plus grand diamètre, comme circus maximus, pénétrant jusqu'aux couches liquides de Titan, est différent. En b, les terrains clairs ont subi de nettes déformations causées par un courant orienté W --> E. Le vent est sans doute à l'origine de ces figures, mais on ne peut exclure la possibilité d'un écoulement de liquide pendant une longue période. Huygens s'est posé dans une région située en haut à gauche de cette vue. En c, la région claire est parcourue de plusieurs chenaux sombres montrant des ramifications. Ces vallées "fluviales" ont une longueur de quelques dizaines de km pour une largeur de 2 km. En d, plusieurs alignements sombres ressemblent à des failles dans lesquelles se serait produite une sédimentation, d'origine éolienne ou liquide. En e, les fléches indiquent des reliefs qui ressemblent à des écoulements provoqués par l'émergence de sources souterraines, tels qu'ils ont été observés sur notre planète ainsi que sur Mars. En f, les régions claires semblent avoir subie plusieurs fractures et leur relation exacte avec les matériaux sombres n'est pas évidente (hypothèse personelle: serait il possible que ces régions puissent lentement dériver sur un sous sol plus fluide ? )	Les 6 vues suivantes ont été acquises lors des survols d'octobre et décembre 2004. Elles ont une échelle différente, et chaque barre blanche est un repère correspondant à 200 km sur le terrain. Le N est en haut
Le cratère A (45 km) ne possède plus de paroi W, et son arène est envahie de matériaux sombre. Le cratère B (36 km) est des plus intéressant: son arène sombre est de forme grossièrement hexagonale, et son flanc W laisse apercevoir les traces d'un cratère bien plus petit. Il se trouve dans une zone qui montre de nets signes d'érosion, d'une usure provoquée par un fluide (vent, boue, liquide ?) orienté selon les flèches oranges. La plus petite desflêches souligne aussi une zone claire ayant été érodée. Le terrain sombre sur lequel est situé ce cratère montre lui aussi, tout entier, la marque d'une érosion de masse, car sa limité W est arrondie, faisant place à un terrain plus clair. La marque de ces écoulements W-->E se retrouve à grande échelle dans toute l'étendue des terrains sombre découverts. Le cratère C(66 km) est plus érodé, ses parois étant fragmentaires, tout comme celles des cratères H (43 km) et E (97 Km), ce dernier étant difficilement visible et probablement plus ancien que les autres. Le cratère D (23 km) ne montre plus que sa partie W , le reste ayant été soit érodé, soit recouvert par les matériaux sombre. Le terrain clair où il est en parti situé montre des marques d'érosion, avec présence de chenaux indiquant un âge relativement élevé. On pourrait croire que les terrains gris sombre situés à l'E ne sont que la continuation des terrains plus clairs, recouverts d'un "sable" ou de boue transparente aux ondes RADAR. Il pourrait aussi s'agir de dépôts sédimentaires mais leur forme ne le confirme pas. Le cratère (?) F (30 km) est le seul a montrer une arène brillante, alors que ses parois ne sont pas visibles. Sa faible érosion pourrait indiquer une formation plus récente que celle des autres cratères, comme par exemple G (24 km), aux parois fragmentaires.	Cet agrandissement d'une des vues précédent permet de mieux étudier cette région oùl'on détecte les traces de 8 cratères de 25 à 100 km de diamètre.
Les zones brillantes et incurvées sont des reliefs dominant les champs de dunes sombres alentours, dont certaines s'étendent sur plus de 100 Km. Ces collines se sont formées suite aux déformations subies par la croute de Titan. Les cuvettes sont comblées par le matériau dont sont constituées les dunes, qui enserrent les collines. La vue HR (une partie ci dessous, S en haut) montre mieux, au sommet des "collines", l'existence d'une ligne de crête plus sombre et sinueuse, qui pourrait correspondre à un dépot de matériaux carboné.	RADAR à synthèse d'ouverture 28 octobre 2005 400 x 275 Km 8°S, 215 ° W Image HR
Trois escarpements parallèles sont visibles sur ce cliché RADAR et s'étendent sur quelques dizaines de Km. Leur alignement a peu de chance d'être fortuit et laisse penser que ces "marches d'escalier", de quelques centaines de m de haut, sont liées à des mouvements tectoniques locaux: soit la région a subi une compression N-S, soit une extension selon le même axe. La croute de Titan, spécialement dans les régions équatoriales, est donc soumise à des forces orientées N-S (des structures voisines ayant déjà été observées dans la région ouest Shangri-La en octobre 2005. Les deux schémas (origine wikipedia - licence GNFL) ci-dessous montrent comment les escarpements se sont formés, soit par compression de cette région (faille dite inverse) soit par étirement de la croûte du satellite.	12 mai 2008, 2°S, 127°W (région de xanadu), résolution 300 m. N en haut. Image HR

Les régions polaires Sud

Ces images ont été acquises le 2 juillet 2004 alors que Cassini passait à 340000 km de Titan.

Elles mettent en évidence plusieurs reliefs ayant pour origine:

- un drainage par un liquide, creusant des vallées (2 premières images).

- des cassures de la surface (images 3 et 4) qui peuvent s'interpréter comme étant des failles, résultant d'une activité tectonique. Cette activité implique la formation d'un fluide chaud, soit un magma rocheux ancien (ou dont la formation est entretrenue par malaxage gravitationnel, comme Io); soit un mélange aqueux surgissant périodiquement à la surface à l'occasion d'éruptions "hydrovolcaniques", ce qui implique également l'existence de "points chauds" à l'intérieur du satellite.

L'image n°3 montre un relief de 1500 km environ, qui me ferait plutot penser à une vallée creusée par un écoulement de liquide dans des terrains précédemment cratérisés, puis secondairement comblée, partiellement, par des matériaux plus clairs laissant voir, en transparence, le fond noir de la vallée primitive.

La dernière vue, de mauvaise qualité, montre un cratère d'impact.

D'après C. Laroubine, géologue, le relief en forme de haricot ci dessous serait en fait une gigantesque caldeira (partie effondrée au sommet d'un volcan) environnée d'un cone de scories récentes.

La vue ci dessus en haute résolution

Une image comparable peut être observée, sur Terre, au niveau du glacier Vatnojökull, en l'Islande. (faite une recherche chez spotimage)

D'autres interprétations de ces images sont possibles. Ainsi, comme le souligne aussi Pascal P, geomorphologue, il pourrait s'agir d'un lac d'hydrocarbure occupant l'emplacement d'une ancienne caldeira. C'est également mon avis.

Vivement le 7 Septembre, où un survol à 1000 km des régions où ces reliefs ont été identifié permettra d'obtenir de meilleures images.
note du 24/09: les données ne sont pas encore disponibles 3 semaines après le survol.

Les régions polaires Nord: enfin des lacs !

Les images RADAR obtenues à l'occasion du survol des hautes latitudes de Titan le 22 Juillet ont révélé l'existence d'objets particulièrements sombres, donc lisses, qui sont interprétés comme étant des lacs d'hydrocarbures (méthane et éthane).

C'est la première fois que des étendues liquides sont observées en dehors de notre planète.
Plusieurs dizaines de ces lacs ont été observés, leur dimension allant de 1 à 100 Km de longueur pour le plus étendu, partiellement asséché et laissant observer son "rivage".

Vues RADAR ci dessus, obtenues le 22 Juillet - JPL

Ces lacs sont alimenté par tout un réseau "hydrographique" composé de plusieurs vallées et chenaux nettement visible, certains étant apparemment encore remplis de liquide: les premières rivières de Titan !

La présence de ces lacs contribue à expliquer l'alimentation permanente de l'atmosphère de Titan en méthane. Leur étendue et leur role éventuel devraient cependant beaucoupo varier selon les saisons de Titan: plusieurs marques insiquent que leur extension est variable dans le temps.

Le pôle N de Titan sera de nouveau survolé en Octobre. D'ici là, Cassini pourra vérifier par des balayages RADAR efectués sous d'autres angles que les taches noires observées sont bel et bien lisses, ce qui confirmera leur nature liquide.

Vues détaillées des lacs

Le survol du 23 Septembre 2006 a permis de confirmer l'existence de lacs d'éthane et méthane, comme le montre la vue ci dessous (JPL - 60x40 km - vue HR)

Ces 2 lacs sont situés à 73°N, et sont reliés par un canal, et celui de droite, apparemment, serait en train de s'évaporer avec l'arrivée du printemps de Titan N (on distingue vers le haut un bras moins foncé, peut être une marque d'asséchement ?).

La vue ci contre montre le pôle S dans son entier. Les structures brillantes sont des nuages (d'azote liquide?).

Le pôle semble situé au niveau d'une région surélevée par rapport aux terrains plus sombres alentours. L'ensemble montre des traces de nombreux impacts, signalant ainsi que l'érosion doit être bien moindre dans ces régions que sur le reste du satellite.

Les vallées partant toutes du pôle, elles indiquent une fonte saisonnière, un écoulement prenant sa source dans les régions recouvertes de nuages. Cet écoulement est peut être bien de nature liquide, comme le montre la vue suivante, datée du 6 Juin 2005:

Ci dessus, cette région polaire (point rouge = pôle S) montre un relief en forme de haricot qui pourrait bien être un (grand) lac de 230 km de long sur 70 de large (en gros la taille du lac Ontario). Ce "lac" pourrait aussi être une simple dépression emplie de matériaux bitumineux sombres. Toutefois, il est situé dans une région très nuageuse, où se produisent d'important mouvements convectifs et des tempêtes (sur le "film"

disponible sur le site du CICLOPS, on voit distinctement de la brume se former au dessus de lui). Il pourrait donc bien s'agir d'un lac de méthane formé dans une zone de pluies abondantes.

Lors des prochains survol, l'équipe du JPL essayera de rechercher des réflexions montrant que l'on est bien en présence d'une étendue liquide.

Le géologue C. Laroubine, spécialiste des impacts météoritiques, pense plutot que ce "lac" est une structure volcanique :

" Autour du "haricot", on voit ce qui semble être un cône (scories) d'aspect peu érodé, donc récent. Celui-ci surmonte une plaine grise (mais ce peut être le cône, il serait alors gigantesque) comportant elle même deux ou trois structures sub circulaires de couleur noirâtre (bouches de volcans ?).
Alentours de ces bouches des épanchements noirâtres ressemblant fort à des coulées volcaniques et montrant des structures radiculaires.

Au NE du haricot un petit volcan avec un sommet blanc et de grand épanchements sombres en direction du NE. Un sorte de panache blanchâtre étroit de direction ESE fait penser à un nuage de fumée repoussé par un vent venant du WNW. Ce pourrait être aussi une ligne de crête.

Les points blancs les plus importants paraissent être des sommets (volcans éteints) recouverts de glace, ou de neige ou entourés de nuages. Le fait de ne pas avoir de neige autour du haricot militerait pour un relief très récent, voire en activité, sol chaud..

La plaine qui est à gauche de la photo paraît correspondre au relief habituel de Titan avec des formes de réseaux "hydrographiques".
Dans la partie supérieure de la photo on devinent des cratères d'impact météoritiques avec zones d'éjectas claires.
Près du pôle à droite on aperçoit ce qui pourrait être la limite d'un inlandsis avec des dépôts morainiques périphériques. "

cover neture

Le 3 Janvier 2007, Un article de Nature (*) décrit les lacs identifiés lors du survol du 22 juillet 2006. De nouvelles vues en fausse couleurs (région polaire N - latitude 80°) apportent de nouvelles informations:

- La surface des 75 lacs identifiés est lisse, très probablement liquide (des poussières ou des flocons présenteraient des rides)

- leurs dimensions vont de 3 à 70 km de large, certains lacs sont alimentés par des réseaux "hydrographiques"

- Quelques lacs sont asséchés, d'autres présentent des rives laissant penser qu'ils n'ont jamais été complétement remplis.

15 lacs ressemblent à ceux qui se sont formés, sur Terre, dans des bassins d'impacts ou des caldeiras. L'origine volcanique des depressions qu'ils occupent est privilégiée par l'équipe de chercheurs. Quelques lacs ont l'aspect de vallées inondées.

- Quelques points brillants dans les lacs correspondraient à des îles, car les chercheurs ne voient pas ce qui pourrait flotter sur un hydrocarbure.

La présence de ces lacs dans l'hémisphère N de Titan laisse penser qu'il existe un cycle saisonnier, les lacs de l'hemisphère en "été" s'évaporant pour retomber en pluie dans l'autre hémisphère, ou se forment alors de nouveaux réseaux "méthanographiques".

Il est aussi possble que les lacs se remplissent par en dessous, communiquant avec des nappes profondes et plus étendues d'hydrocarbures.

L'image en HR.

* The lakes of Titan - E. R. Stofan, C. Elachi, J. I. Lunine, R. D. Lorenz, B. Stiles, K. L. Mitchell, S. Ostro, L. Soderblom, C. Wood, H. Zebker, S. Wall, M. Janssen, R. Kirk, R. Lopes, F. Paganelli, J. Radebaugh, L. Wye, Y. Anderson, M. Allison, R. Boehmer, P. Callahan, P. Encrenaz, E. Flamini, G. Francescetti, Y. Gim, G. Hamilton, S. Hensley, W. T. K. Johnson, K. Kelleher, D. Muhleman, P. Paillou, G. Picardi, F. Posa, L. Roth, R. Seu, S. Shaffer, S. Vetrella et R. West - ouf, cela devient difficile de citer ces équipes pléthoriques!) - Nature vol. 445, N° 7123 - 3/01/2007 - 61 - 65

Régions polaires S: des lacs l'été.

Après plusieurs semaines sans nouvelles de Titan, de nouveaux résultats confortent l'existence probable de lacs d'hydrocarbures non seulement dans les région polaires N, où ils recouvrent 14 % de la surface cartographiée (60% du total au dessus de 60°N) mais aussi au niveau du pôle S.

Actuellement, le pôle N de Titan est plongé dans hiver qui durera 7,5 années terrestres, et des chercheurs supposent que cette saison s'accompagne de pluies d'éthane et de méthane remplissant les lacs et les mers (ou élevant transitoirement leur niveau) et creusant un réseau «hydrographique» déjà évident sur les différentes vues. On peut noter que c'est la première fois que la NASA annonce que ces lacs polaires pourraient aussi contenir de l'azote liquide (comme je l'avais déjà supposé dès leur découverte, ici même...)

Le survol du 2 Octobre réalisé au dessus du pôle S (où c'est l'été) a permis d'y identifier trois formations ressemblant à des lacs, mais de taille inférieure à ceux du N, au alentour de 70° de latitude S.

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 dédembre 2004) ganesa

Les premières régions cartographiées montrent des dômes de type volcaniques. La reflexion RADAR indique un sol de glace poreuse ou de matière carbonée. Les zones sombres se comportent comme des hydrocarbures gelés.

Par 5°N et 87 W, une structure circulaire nommée Ganesa Macula pourrait être d’origine volcanique, avec une depression centrale ressemblant à un cratère. Ci contre, le cratère apparait plus clair, et une coulée claire a tracé son chemin vers "4h" avant de s'évaser de par et d'autre d'un terrain plus sombre. Les traces de coulées moisn développées, où plus anciennes sont aussi visibles à "8h". L'ensemble de la réion apparait bien circulaire (peut être trop pour un volcan ?) et plus sombre que les terrains environnants. (Vue JPL & Elachi et al., 2005).

Relief de petiites collines sur un sol plat, dont l’altitude varie de 100 m (pente de 3 à 5° seulement) à 250m (pente de 7°).

Les autres satellites de saturne ont 200 à 400 cratères de plus de 20 km par millions de km².

La disparition des ancien cratères est due à une érosion éolienne, pluviale ou à des processus volcaniques (accompagnés de dépots solides d’origine atmosphèrique). L’équipe de Elazi (et tout spécialement R Lorenz, de l’université de l’Arizona) penche pour une remodelage de la surface d’origine principalement cryovolcanique.

Les analyses des echos radar donnent une épaisseur de 10 m pour un sol composé a majorité de glaces ammoniaquées.

La présence de liquides n’est pas exclue, mais limitée à des zones de petite dimension. Toutefois, ces étendues peuvent être masquées par des matériaux flottants (bien que la plupart des matériaux solides présents sur Titan coulent dans le méthane ou l’éthane liquide, les polyacetylènes d’origine stratosphérique, flottants, pourraient générer les images radar reçues). On doit aussi noter que des depots superficiels d’hydrocarbures liquides peuvent se révéler parfaitement transparents aux micro-ondes utilisées (tout comme la glace pure d’eau) et ne pas apparaitre sur les images. Nous verrions alors le "fond" des lacs sans se douter de l'existence de leur surface !

Un autre volcan
Un second relief de nature probablement volcanique (les autres possibilités, à savoir un nuage ou un champ de dunes, s'accordant moins avec les données d'observation) a été repéré par 8,5 ° N et -143,5 ° . L'existence de volcans permettrait d'expliquer la présence de méthane dans l'atmosphère en l'absence d'un océan d'hydrocarbures qui n'a pas été identifié sur Titan, contrairement à ce que nombre de spécialistes pensaient.
Ci dessous: aspect à diverses longeurs d'ondes du relief volcanique - infographie JPL/NASA. La carte est traduite d'un document JPL. L'éclairage vient de la gauche selon un angle de 34°.

Ce cryovolcan mesure 30 km de diamètre et s'est édifié sur un terrain sombre montrant de nombreuses fractures orientées, pour la plupart, E-W. Les nombreuses failles et vallées, profondes de quelques centaines de m, seraient peu abruptes (pente de 10° environ - Sotin & al., 2005). Les terrains composites sombres ne sont pas, à la limite de définition des images (de l'ordre du km) liquides.
La morphologie du volcan est voisine de ceux observés sur Terre ou sur Venus. Détaillé dans de multiples longueurs d'ondes, il montre une caldeira sombre et plusieurs coulées claires, superposées, probablement constituées d'un mélange solidifié de glaces, d'ammoniac et d'hydrocarbures (il n'y a pas, à ce niveau de glace d'eau pure selon l'examen des diverses absorption IR).

Il se pourrait que ces éruptions déclenchent une libération de méthane gazeux dans l'atmosphère, lequel se condenserait ensuite ous forme de pluies aboutissant aux reliefs érodés identifiés sur le satellite. Dans ce cas, les éruptions ne devraient pas être rares, et la question de leur source d'énergie se pose: s'agit il uniquement d'un chauffage de l'intérieur de Titan par les forces de marées (comme Io avec Jupiter) où existe t'il d'autres sources de chaleur dans les profondeurs du satellite ?
Une video nasa présente cette découverte (interview du Dr Bonnie Buratti)

Le Pr. C. Sotin, de l'université de Nantes, présente dans Nature (Planetary science: Shades of Titan - Sotin C. et al. Nature, 435. 786 - 789, 2005) cette structure comme " un dome formé par des remontées de diapir (un diapir est une "roche" déformable moins dense que son environnement, qui s'élève lentement en, perçant les terrains qui la surmonte à cause, justement, de sa faible densité: cette roche "flotte" sur les autres) de glace "chaude" (plus chaude que les terrains alentours! un "point chaud" a peut être été repéré, mais sa température est au maximum de l'ordre de -70 °C!) relâchant du méthane à une faible profondeur dans le sol. Ce gaz parvient ensuite dans l'atmosphère de Titan".
La surface de Titan, jeune et dépouvue de grands lacs ou d'océans de méthane, aurait été remodelée par de fréquentes éruptions de ce type, qui tirent leur énergie des déformations subies par l'intérieur de Titan du fait des forces de marées s'exerçant sur lui au cours de son orbite (Tobie & al., 2005)
Lien vers l'UMR-CNRS 6112 - planétologie & geodynamique - page spéciale sur le cryovolcan, avec animation 3D.
Toutefois, les observations réalisées au sol par l'équipe de HG Roe (2005) n'ont pas montré, à cet endroit, l'apparition des nuages de méthanes attendus lors d'une activité volcanique. Le cryovolcan serait donc en sommeil...

L'ensemble de ce terrain correspondrait à une zone d'extension comme il en a déjà été observé sur des satellites glacés de Jupiter (ganymède, Europe). Titan serait donc, comme Io, un corps "géologiquement" très actif.

Une structure très brillante a été identifiée sur Titan (annoncée le 25 mai 2005), spot

au niveau d'un relief semi circulaire, au sommet d'une des barre du terrain sombre "H penché". C'est le spectromètre IR de la sonde qui l'a repéré. L'origine de ce "point" (la surface couverte approchant 500 km) peut être multiple. Alfred S mac Ewen, de l'équipe d'imagerie de Cassini, envisage plusieurs hypothèses:

- un dégazage ou un réchauffement provoqué par un impact. On serait alors en présence d'une étendue de glace sale et molle, peut être resurfacée, avec sans aucun doute la formation de molécules organiques d'un grand intérêt.
- un terrain particulier (montagnes, ce qui est peu probable, ou matériaux non glacés...)
- une éruption cryovolcanique, qui permettrait alors d'enquéter sur les matériaux profonds du satellite, ramenés en surface.
- un phénomène atmosphérique (brume, brouillard...) dont la persistance nécessite l'intervention d'un relief (comme une arène de cratère) assurant sa perennité

Il est également possible, selon moi, que cet endroit soit le site d'un dépot de matériaux par condensation atmosphérique, bref l'équivalent d'un orage. Nous observerions ce dépot "à l'état frais", très réfléchissant. Quoi qu'il en soit, le prochain survol de Titan, en Juillet, permettra d'observer ce terrain qui sera alors plongé dans la nuit. Si il s"agit d'un "point chaud", son emission IR le trahira.

Images JPL - VIMS= Visible and Infrared Mapping Spectrometer, instrument de cartographie travaillant dans les longueurs d'ondes visible et IR.
ISS = Imaging Science Subsystem, ensemble d'appareil de prise de vue travaillant de surcroit en UV.

Les régions claires

La vue RADAR ci contre a été prise le 7/09/2005 à 2000 Km d'altitude par Cassini. Elle recouvre une région de 330x175 km située à 46°S et 356°W.
La région brillante à l'ouest est plus élevée et se trouve entaillée par pluseiurs reseaux de drainage. Cette région s'achève au niveau de baies, laissant penser à une morphologie tout à fait analogue à un littoral terrestre.

Le terrain sombre pourrait donc correspondre à une étendue qui a été liquide dans un passé récent, et qui aujourd'hui serait dans un état "semi-solide", avec la texture, si l'on se réfère aux résultats d'Huygens, d'un flan.

lacs

Ci dessus, vue prise lors du survol du 30 avril, montrant des terrains comportant des structures sombres ("bananoïdes") qui pourraient être les lacs d'hydrocarbure dans une région montagneuse. Ce cliché couvre 150 x 400 km, et correspond au N de Xanadu.

Demain: un rover "aérien" pour explorer Titan
aerover

Les ingénieurs du JPL proposent depuis 2002 d'utiliser pour l'exploration de Titan un ballon dirigeable, l'aerover. En effet, l'atmosphère dense de Titan se prète fort bien à l'utilisation de ballons, qui peuvent rester de faible taille et assurer une bonne sustentation.Ce ballon de 10 m de long sur 2,5m de diamètre serait gonflé à l'hélium et péserait 100 Kg, transportant une charge utile d'intruments à une altitude variant entre la surface et 10 km et capable de boucler un tour de Titan en une à deux semaines. Le Ballon serait capable de se poser grave à une roue "gonflable", capable de la faire assolir sur toutes surfaces (roches, glaces, voire étendues liquides... cette idée datant en fait de 2002, avant Cassini-Huygens).

Ci contre: vue d'artiste de l'aerover explorant Titan.

L'appareil prendrait des vues, et serait capable de réaliser des analyses basiques sur les terrain ou les sites les plus dignes d'intérêt. Remontant ensuite dans l'atmosphère, il pourrait transmettre ses résultats vers la Terre ou vers un orbiter servant de relais.

Les matériaux capables de résister au froid de Titan sont connus, disponibles ou à l'étude.
Bien que le JPL soit discret sur ce sujet, il m'apparait évident que la seule source d'énergie susceptible d'être employée pour alimenter longuement des instruments sur Titan ne peut être (comme pour Cassini et Voyager) qu'un générateur à radionucléides (au plutonium).

Le survol du 30 Avril 2006 a permis de cartographie en RADAR le "continent" Xanadu. La NASA a réalisé un fim à ce sujet, accessible ici, dont j'ai tiré les images suivantes, montrant des cratéres d'impacts, des dépots éoliens (dunes, "congères"...), des reseaux méthanographiques et des reliefs liés au cryovolcanisme. Ci contre, la région cartographiée (cliquez sur l'image pour voir le film entier)

Ici on a grisé les terrains bas, peut être d'anciens océans d'hydrocarbures ?	Le reseau de drainage

Des reliefs montagneux	Des terrains bas ressemblant à des lacs

Un cryovolcan ou un cratère d'impact	De l'autre coté de Xanadu ... (Rosebud ?)
Les monts de Titan Le survol du 25 Octobre 2006 a permis d'obtenir des vues à haute résolution de la surface, dans l'IR (à 1,3; 2 et 5 microns de longueur d'onde). Les plus peitits détails visibles sont de l'ordre de 400 m. Les images montrent un massif montagneux situé au S de l'équateur, de 150 km de long sur 30 de large. Ces montagnes sont constituées d'un conglomérat de glaces, roches et matériaux organiques. Elle sont suffisemment élevées pour arréter des nuages au niveau de leurs sommets, recouverts par ailleurs d'un matériau brillant qui pourrait être de la "neige" de méthane. Un tel "givre" de méthane pourrait expliquer également la surbrillance des reliefs de Titan, et expliquerai peut être le contraste entre les pluies nécéssaires pour "délaver" les 2/3 de la surface du satellite et la rareté des étebndues liquides sur Titan (à moins de supposer l'existence de variations saisonnières très marquées). Vue HR ici. Ces dépots d'altitude peuvent tirer leur origine de pluies, de poussières ou de brouillards organiques. La forme "en rides" de ces montagnes rappelle les dorsales terrestres, ce qui laissent penser qu'il existerait (ou aurait existé) une tectonique des plaques active sur Titan. En combinant les vues IR avec les données RADAR, il apparait plus clairement la présence d'un dépot qui ressemble à une coulée volcanique, identifie au cours des survols précédents (ici).	Les montagnes de Titan... ou des dorsales ?

Remarque: l'attitude discutable de l'ESA

La plupart de mes illustrations sont fournies par la NASA et le JPL. L'ESA est aussi partenaire de Huygens, mais contrairement à la NASA, l'ESA considère qu'elle possède des droits d'auteurs sur les vues réalisées par la sonde ou reconstruites dans ses laboratoires. C'est clairement indiqué, entre autre, dans un CDRom fournit avec un n° de la revue "Ciel et Espace". Il ne m'est donc pas possible de publier des vues de l'ESA.

Il est scandaleux que les fonctionnaires de cette agence oublient qui sont ceux qui payent, via leurs impôts, et leurs salaires et les missions spatiales. L'information, les vues et les photos obtenues, avec mentions des équipes qui les ont réalisées, doivent être libre et gratuites. Faute de quoi l'ESA, qui a déjà "raté" la descente de Huygens (en s'offusquant des réalisation d'amateurs talentueux et bénévoles alors que leurs ingés maison refusaient de publier sur le net en temps réel...) restera ce qu'elle est: une agence de seconde zone, paralysée par une bureaucratie envahissante et d'une inefficacité pathétique.

ps: ce problème de communication ne date pas d'aujourd'hui: déjà, l'ESA avait été brocardé dans "New scientist" pour son incapacité à fournir simplement et rapidement des images de ses missions martiennes... (More bang for our bucks - New scientist 2477, 11/12/2004, 19)

Suggestions & remarques