Retour sur Titan

Date : 06 février 2006

Titan, 10 mois après l’atterrissage réussi de la sonde Huygens

Le 30 novembre 2005, la revue Nature met en ligne un numéro spécial consacré aux résultats de la sonde européenne Huygens qui s’est posée sur Titan le 14 janvier 2005. Huygens fait partie de la mission Cassini/Huygens, coopération entre l’ESA et la NASA. Les premières analyses des données recueillies apportent quantité d’informations uniques sur la surface et l’atmosphère de Titan, nous révélant un monde complexe et fascinant. L’observatoire de Paris est très impliqué dans la mission, avec des chercheurs collaborant à quatre des six instruments de la sonde et un « Interdisciplinary Scientist ».

Figure 1: Panorama de la surface composé d’images enregistrées par Huygens/DISR entre 17 et 8 km d’altitude. Des chenaux étroits entaillent un plateau plus clair et se déversent dans une plaine sombre en contrebas, peut-être constituée de lacs asséchés. La topographie ressemble à celle d’un désert terrestre avec des traces d’écoulements passés. Le site d’atterrissage est quasiment au centre de cette image.

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DISR: Descent Imager / Spectral Radiometer

DISR (Descent Imager / Spectral Radiometer) est l’instrument de spectro-imagerie de Huygens (responsable : Marty Tomasko, Univ. Arizona).

Le LESIA, département de l’Observatoire de Paris, a fourni les détecteurs des spectromètres infrarouges, leur électronique et un obturateur mécanique.

Tout au long de la descente et après l’atterrissage, DISR a enregistré des spectres et des images de l’atmosphère et de la surface (Tomasko et al. 2005).

Les mesures spectrales du visible à l’infrarouge montrent que les aérosols atmosphériques s’étendent continûment jusqu’à la surface, avec des concentrations de quelques dizaines par cm3. Produites par la photochimie du méthane, ce sont des particules irrégulières, composées de quelques centaines de monomères de 0,05 micron de rayon. L’analyse des images de la surface, visible à partir d’une altitude de 55 km environ, a permis de reconstituer la trajectoire de la sonde et donc de caractériser les vents. Ceux-ci soufflent vers l’est au-dessus de 10 km, ce qui confirme la super-rotation de l’atmosphère prédite par les modèles de circulation générale.

Vers 7 km, la direction s’inverse, la sonde pénétrant probablement dans la couche limite atmosphérique, plus turbulente. DISR n’a pas vu d’étendues liquides, mais les traces d’écoulement sont très nombreuses (Figure 1). Un vaste plateau clair apparaît creusé de chenaux qui se déversent dans une étendue sombre en contrebas. Les chenaux profonds (50-100 m), très ramifiés, ont vraisemblablement été creusés par des pluies de méthane liquide. Un réseau constitué de chenaux plus courts et rectilignes pourrait avoir été alimenté par des sources. Le site d’atterrissage évoque un lac asséché avec des galets de 10 à 15 cm, vraisemblablement faits de glace d’eau, qui reposent sur un substrat granulaire ressemblant à du gravier.

À 700 m d’altitude, DISR a allumé une lampe pour s’affranchir de la forte absorption de la lumière solaire par le méthane atmosphérique. Ceci a permis de mesurer l’abondance de ce gaz dans la basse atmosphère (5%) et d’analyser spectralement la surface (Figure 2). Celle-ci est sombre, réfléchissant au maximum 15-20% de la lumière vers 830 nm de longueur d’onde.

Le spectre visible ressemble à celui des tholins, composés solides organiques synthétisés en laboratoire. Au-delà, dans l’infrarouge, la réflectivité décroît avec la longueur d’onde, ce qui ne correspond à aucun matériau organique mesuré en laboratoire. Une absorption présente vers 1540 nm peut être attribuée à la glace d’eau. La surface serait donc constituée de glace d’eau « sale », recouverte d’un dépôt de particules photochimiques et mélangée à un matériau sombre non identifié.

Figure 2: Réflectivité de la surface mesurée sur le site d’atterrissage avec la lampe de DISR allumée (courbe rouge). La partie visible du spectre ressemble à celle de tholins produits en laboratoire et analogues des particules photochimiques de Titan (courbes noires). La glace d’eau est vraisemblablement responsable de l’absorption à 1500-1600 nm. La décroissance de la réflectivité avec la longueur d’onde au-delà de 830 nm est due à un matériau non identifié.

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Le Spectromètre de Masse et Chromatographe en Phase Gazeuse (GCMS)

Le Spectromètre de Masse et Chromatographe en Phase Gazeuse (GCMS) est un instrument principalement construit aux Etats-Unis, avec la participation de la France, de l’Allemagne et de l’Autriche. Le Principal Investigateur est Hasso Niemann (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland) qui avait déjà construit le spectromètre installé à bord de la sonde Galileo dans Jupiter. Un exemple de spectre de masse mesuré par le GCMS (dans ce cas à la surface de Titan) est montré Figure 3.

Figure 3: Spectrogramme enregistré par les GCMS à la surface de Titan. Le signal est porté en fonction du rapport masse m sur charge z du constituant considéré. Le GCMS ionise le constituent, une fois, deux fois, etc.; (ou éventuellement le fractionne). Par exemple, N2, ionisé une fois, est à 28. Ionisé 2 fois, il est à 14.

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Un premier résultat spectaculaire est la détermination du rapport isotopique 14N/15N dans l’azote moléculaire N2 qui est le constituent principal de l’atmosphère de Titan. La valeur trouvée, 0.67 fois le rapport terrestre, est interprétée comme résultant de l’échappement préférentiel de 14N par rapport à 15N. Sur cette base, les modèles suggèrent que 2 à 5 fois la masse initiale d’azote a disparu de l’atmosphère de Titan depuis sa formation, il y a 4,5 milliards d’années.

Le GCMS a aussi mesuré le rapport isotopique 12C/13C et l’a trouvé égal à 82.3 +/-1, soit un peu moins que la valeur terrestre de 90. Cette différence n’a pas encore été interprétée. En tout cas, elle n’est certainement pas due à une activité biologique (comme trouvée sur la Terre dans les organiques liés au vivant) car alors 12C/13C aurait été plus élevé que 90.

Finalement, le GCMS a mesuré les isotopes 40Ar et 36Ar de l’argon. La détection de 40Ar, qui provient de la désintégration radioactive du potassium (40K) contenu dans les silicates, implique une communication, au moins épisodique, entre l’intérieur de Titan et l’atmosphère. 36Ar, quoiqu’en très petite quantité, fut probablement piégé dans les glaces contenues dans les planétésimaux qui formèrent Titan. 36Ar est primordial, c’est à dire qu’il fut formé dans le Soleil.

Une mesure remarquable est celle de la variation avec l’altitude, en dessous de 140 km d’altitude, du rapport de mélange du méthane par rapport à l’azote. Constant dans la stratosphère de Titan, ce rapport de mélange commence à croître dans la troposphère en dessous de 32 km d’altitude jusqu’à 8 km, ou il devient constant jusqu’à la surface. Ce comportement suggère que le méthane est saturé à 8 km, altitude ou il pourrait se condenser et former de la brume.

Un phénomène remarquable a été observé à la surface. Deux minutes après l’impact, le rapport de mélange du méthane s’est accru brusquement de 40% (Figure 4). Ceci est corrélé avec l’augmentation de la température de l’entrée du GCMS (inlet) dont le rayonnement chauffe la surface (initialement à -179°C) qui de ce fait dégaze. La température de l’inlet monte jusqu’à 85°C. D’autres espèces ont dégazé (Figure 4): l’éthane, le dioxyde de carbone, et très probablement d’autres hydrocarbures incluant le benzène. Ce pourrait être l’indice de la présence à la surface de composés organiques beaucoup plus complexes, responsables de la couleur du matériau sombre observé par DISR.

Figure 4: En haut: Emission à la surface de N2 (courbe supérieure ) et de CH4 (courbe inférieure), en fonction du temps, en secondes. Le moment de l’impact est indiqué par la ligne verticale. En bas : Température de l’entrée (inlet) du GCMS en fonction du temps

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L’ensemble des informations dont nous disposons à l’heure actuelle sur Titan (caméra ISS, Spectromètre infrarouge VIMS, Radar à bord de Cassini) suggère que le méthane, qui est détruit par le rayonnement solaire en quelques dizaines de millions d’années, est renouvelé, continuellement ou épisodiquement à partir de l’intérieur de Titan, ou il est piégé à haute pression dans une structure crystalline nommée chlarate hydrate, intensivement étudiée en laboratoire de géophysique, notamment par les pétroliers. Il est plausible que ce méthane fut piégé initialement dans la nébuleuse solaire primitive dans les glaces qui formèrent Titan .

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

L’Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) est un ensemble de senseurs (accéléromètres, thermomètres, baromètres et électrodes passives et actives) qui a été conçu et réalisé en Italie, au Royaume Uni, en Finlande, en France, en Espagne et en Autriche. Le but de l’expérience de HASI était de mesurer les quantités physiques caractérisant l’atmosphère de Titan pendant les différentes phases de la mission de la sonde Huygens: entrée et descente atmosphérique, impact et à la surface du satellite. Marcello Fulchignoni (LESIA, Observatoire de Paris et Université Denis Diderot - Paris 7) est l’investigateur principal de l’expérience.

Figure 5: On a obtenu les profils de température, de pression et de densité à partir de l’altitude de 1500 kilomètres jusqu’à la surface du satellite. Dans la haute atmosphère, la densité et la température sont plus élevées que prévu. Plusieurs couches d’inversion de la température témoignent une stratification forte et une remarquable variabilité temporelle de l’atmosphère. Dans la basse stratosphère et dans la troposphère les mesures confirment le comportement décrit par les modèles existants basés sur les mesures faites il y a plus de vingt ans par Voyager 1.

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Figure 6: Pendant la descente (à partir d’une altitude de 150 kilomètres) ont été détectées des charges électriques positives et négatives: ces mesures ont été employées pour dériver le profil de conductivité électrique et pour sonder pour la première fois la couche ionosphérique inférieure induite par les rayons cosmiques. Un pic de conductivité a été trouvé à environ 60 kilomètres, même si les valeurs sont très inférieures à celles de la conductivité de l’atmosphère Terrestre.

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Figure 7: Les accéléromètres de bord ont enregistré l’impact de la sonde Huygens avec la surface de Titan, donnant quelques indications sur la nature du sol: la sonde a atterri sur une surface solide, qui a des propriétés semblables à celle du sable humide. Les senseurs de température et de pression ont continué à mesurer les conditions météorologiques pendant presque une demi-heure après l’impact, indiquant une température constante de -180°C et une pression stable de 1,47 atmosphères.

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Les données recueillies « in situ » par HASI sont essentielles pour la calibration des mesures effectuées par les autres instruments de la sonde Huygens et constituent "la vérité au sol" pour les observations en télédétection de Titan effectuées par les instruments de Cassini, de ce fait contribuant de manière significative à la connaissance globale de ce monde.

Perspectives

Huygens nous a révélé un monde façonné par des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre, mais avec des acteurs chimiques complètement différents. Ces observations nous apportent des clés pour comprendre l’origine et l’évolution de Titan mais plusieurs questions importantes restent posées. La sonde Cassini, actuellement en orbite autour de Saturne, poursuit l’exploration de Titan et va compléter à plus grande échelle les données recueillies par la sonde Huygens.

Références

Tomasko et al. 2005: Rain, winds and haze during the Huygens probe’s descent to Titan’s surface.
Niemann et al. 2005: The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe.
Fulchignoni et al. 2005: In situ measurements of the physical characteristics of Titan’s environment.
Nature (publications en ligne le 30 novembre, sur papier le 8 décembre)

Ce dossier a été réalisé par les équipes de l’Observatoire de Paris.

L’Observatoire de Paris est un centre de recherches en astronomie et en astrophysique. Il est placé sous la tutelle du ministère de la Jeunesse, de l’Éducation nationale et de la Recherche, et fait partie des Grands Établissements ; il revêt un statut d’université, à caractère dérogatoire.