Titan, le plus gros satellite de Saturne avec un diamètre

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1 La sonde Huygens explore Titan Portée par le vaisseau spatial Cassini, la sonde européenne Huygens descendait le 14 janvier 2005 sous un parachute dans l atmosphère de Titan et se posait à la surface. Commençant leurs mesures à 160 km d altitude, les six instruments embarqués nous ont fourni des informations précieuses sur ce satellite de Saturne, unique dans le Système Solaire. Titan, le plus gros satellite de Saturne avec un diamètre de 5150 km, est actuellement étudié par la mission spatiale Cassini-Huygens, qui nous révèle un monde complexe doté de processus géophysiques et atmosphériques qui rappellent ceux de la Terre, mais qui se déroulent dans des conditions complètement différentes. L atmosphère de Titan nous a été révélée essentiellement par les missions Voyager dans les années , avec la découverte du diazote comme constituant majoritaire (à plus de 97%) et de toute une kyrielle de composés organiques produits par une photochimie combinant le diazote et le méthane (2% dans la haute atmosphère). Voyager a aussi indiqué que la température à la surface atteignait 94 K ( 179 C) et la pression 1500 hpa environ, soit 1,5 fois celle de la Terre. Par la suite, des informations complémentaires sur la composition chimique furent apportées par des observations au sol (détection du monoxyde de carbone CO et de l acétonitrile CH 3 CN), mais aussi par des mesures effectuées par le Infrared Space Observatory (ISO) en 1997 (détection de la vapeur d eau et du benzène). La surface du satellite est restée «cachée» aux yeux des caméras de la mission Voyager à cause d une épaisse brume qui entoure le satellite. Ce n est que dans les années 1990 que des télescopes terrestres ont commencé à percer le mystère de ce sol complexe qui comporte des régions sombres et des régions brillantes, mais dont la composition restait inconnue. La mission Cassini-Huygens, composée d un orbiteur et d une sonde de descente, est le fruit d une collaboration entre l Agence Spatiale Européenne (ESA) et la NASA. Lancée le 15 octobre 1997 depuis Cape Canaveral, elle arriva dans le système de Saturne en juillet 2004, après un périple de 7,5 années et des survols de Vénus, la Terre et Jupiter qui ont fourni une assistance gravitationnelle pour amener sa charge utile jusqu à Saturne en limitant la masse de carburant embarquée. Les 12 instruments scientifiques à bord de l orbiteur permettent d étudier tous les aspects du système de Saturne (planète, anneaux et satellites). Le 1 er Juillet 2004, le vaisseau spatial fut inséré en orbite autour de Saturne sans problème et commença une longue série de survols de la planète et de ses satellites (dont 44 survols de Titan au cours de la mission nominale). Le 25 Décembre 2004, la sonde Huygens se sépara de l orbiteur à une vitesse relative de 0,35 m/s et commença à approcher sa cible, Titan, stabilisée par une rotation de 7 tours par minute sur elle-même. L atterrissage était programmé vers 10 S de latitude et 190 W de longitude... La sonde Huygens descendit dans l atmosphère de Titan le Figure 1 Descente de la sonde Huygens à travers l atmosphère de Titan et atterrissage le 14 Janvier Article proposé par : Athéna Coustenis, athena.coustenis@obspm.fr Bruno Bézard, bruno.bezard@obspm.fr Laboratoire d Études Spatiales et d Instrumentation en Astrophysique (LESIA), UMR 8109, CNRS/Observatoire de Paris/UPMC/Université Paris 7, Paris. 40

2 14 janvier 2005 (voir encadré 1) et a permis une caractérisation in situ du satellite, en fournissant ainsi une «véritéterrain» indispensable pour interpréter certaines mesures effectuées depuis l orbiteur Cassini. La mission nominale de l orbiteur s est terminée en juin 2008 et une mission étendue jusqu en 2010 vient de commencer. La sonde Huygens descend dans Titan Un moment intense de la mission fut la descente de la sonde Huygens dans l atmosphère de Titan et son atterrissage en douceur à la surface (figure 1). «Emballée» dans son bouclier thermique, Huygens a commencé une descente sans faute à travers l atmosphère de Titan le 14 Janvier 2005 à 11:04 UTC. Une fois le parachute principal déployé vers 160 km d altitude, les six instruments de la sonde (voir encadré 1) ont mesuré les caractéristiques de l atmosphère. Ils ont produit un profil vertical (densité, température), mesuré la composition et la distribution des aérosols et des gaz de 160 km d altitude jusqu à la surface, fourni le bilan radiatif de l atmosphère et transmis des images étonnantes de la surface montrant des réseaux fluviatiles avec une précision jamais égalée. Après une descente de 2,5 heures au cours de laquelle la sonde survola des étendues glacées tout en dérivant vers l Est, Huygens se posa en douceur à la surface de Titan vers 13:34 UTC sur une étendue humide et couverte de galets. Trois parachutes ont tour à tour réduit sa vitesse de 400 m/s lors de l entrée dans l atmosphère à quelque 5 m/s à la surface. À cette vitesse, le dessous de la sonde a touché la surface, puis glissé un court moment avant de s arrêter. À la surprise générale, les instruments continuèrent à fonctionner et d enregistrer des données pendant plus d une heure après l atterrissage pour les transmettre à l orbiteur avant qu il ne disparaisse sous l horizon. La sonde poursuivit en fait ses émissions pendant encore deux heures, comme l indique le suivi depuis la Terre. En effet, les signaux de cette sonde qui représente la première tentative réussie de l homme d «atterrir» sur un Figure 2 Vues de la plateforme de la sonde Huygens avec les six instruments embarqués à bord. 41

3 Encadré 1 La sonde Huygens et ses instruments La sonde Huygens était sous la responsabilité de l Agence Spatiale Européenne. D une masse de 349 kg, Huygens a effectué la plus grande partie de son voyage jusqu à Titan amarrée sur la sonde Cassini, formant ainsi un ensemble de plus de 5,5 tonnes. Son objectif principal était l étude de l atmosphère de Titan et en partie de la surface, car Huygens n était pas conçue pour survivre longtemps à la surface. Il y a six instruments à bord de la sonde (figure 2) : Le Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI, PI : M. Fulchignoni, Univ. Paris VII/LESIA, Obs. de Paris, France). Les profils de température et de densité depuis la haute atmosphère (1400 km) jusqu au sol ont été déterminés, tout d abord par la mesure de la décélération de la sonde jusqu à 140 km d altitude, puis, en dessous, directement à l aide de senseurs de pression et température. Des mesures de conductivité atmosphérique ont aussi été effectuées et une possible activité orageuse a été recherchée, sans qu une détection claire n ait pu encore être établie. Le Gas Chromatograph and Mass Spectrometer (GCMS, PI : H. Niemann, NASA/GSFC, Etats-Unis). Cet instrument a analysé la composition chimique de l atmosphère tout au long de la descente et celle des produits évaporés ou sublimés de la surface après impact. Le Aerosol Collector Pyrolyser (ACP, PI : G. Israël, CNRS Service d Aéronomie, France) a collecté des aérosols à deux reprises pendant la descente, les a pyrolysés dans un four à 250 C puis à 600 C, et a transmis les gaz produits au GCMS pour analyse chimique. Le Doppler Wind Experiment (DWE, PI : M. Bird, Universität Bonn, Allemagne), qui a perdu ses données transmises dans le Canal A, a vu sa science (mesures des vents dans l atmosphère) restituée grâce au réseau de radiotélescopes qui ont suivi Huygens depuis le sol. Le Surface Science Package (SSP, PI : J. Zarnecki de l Open University, UK), grâce aux mesures de son pénétromètre et de ses accéléromètres pendant l impact, a pu déterminer certaines propriétés physiques de la surface. Un sondage acoustique a aussi été effectué dans les derniers 90 m. Le Descent Imager / Spectral Radiometer (DISR, PI : M. Tomasko, Univ. Arizona, Etats-Unis) a fourni des spectres visibles et infrarouges de la lumière ambiante et environ 350 images de la surface pendant la descente et après l atterrissage. Une lampe allumée vers 700 m d altitude a permis de s affranchir en partie de l absorption atmosphérique du méthane et a fourni un spectre complet de la surface. Les images enregistrées en dessous de 49 km par trois caméras aux champs de vue différents ont pu être assemblées en mosaïques. Les spectres et la polarisation de la lumière ainsi que la brillance de l auréole solaire ont permis de déterminer les propriétés des aérosols. objet du système solaire extérieur furent «entendus» avant et après la descente par tout un réseau de radiotélescopes sur Terre, avant même la première retransmission des données par Cassini. Huygens continua d émettre longtemps après ce qui était prévu nominalement (72 min au lieu des 5 à 10 min de durée de vie anticipée après l atterrissage) soit un total de 5,5 heures pour toute la mission. Les données de télémétrie de Huygens furent relayées à l orbiteur à un taux de 8 kilobits par seconde et emmagasinées à bord de Cassini alors que ce dernier était à une distance de km de Titan. Deux canaux redondants, A et B, étaient prévus, mais à cause d une erreur de programmation, le canal A ne transmit pas de données. Les données DWE (Doppler Wind Experiment) ont été ainsi perdues à cause de ce problème. Heureusement, la porteuse de Huygens fut captée par plusieurs radiotélescopes depuis la Terre, ce qui constitua un canal «C», et l expérience fut sauvée. Du fait de la redondance des canaux A et B pour les autres expériences, la plupart des mesures furent récupérées et l impact scientifique de cette erreur technique peut être considéré comme négligeable. Une atmosphère riche en composés organiques En enregistrant la décélération de la sonde avant l ouverture du parachute, l instrument HASI a mesuré la densité de la haute atmosphère dès 1400 km, ce qui a permis d en déterminer le profil thermique (figure 3). Il est caractérisé par une série d oscillations (ou couches d inversion), ce qui suggère une forte activité dynamique, due par exemple à des ondes de gravité ou à des marées atmosphériques. Dès le parachute déployé, HASI a directement mesuré la pression et la température de l atmosphère. Pendant la descente, la température a tout d abord décru jusqu à un minimum de 70 K ( 203 C) à 44 km d altitude, la tropopause, puis a augmenté pour atteindre 94 K ( 179 C) à la surface où la pression est de 1467 hpa. Le profil de température enregistré est quasiment identique, à 1 ou 2 degrés près, à celui obtenu par la sonde Voyager 1 en 1980 avec une technique d occultation radio, qui consiste à exploiter l affaiblissement et le déphasage du signal émis par la sonde au moment où elle est occultée par Titan. La structure de l atmosphère est semblable à celle de la Terre avec une haute atmosphère relativement chaude, la stratosphère. Sur Titan, ce sont le méthane et les aérosols qui chauffent la stratosphère en absorbant fortement le rayonnement solaire 42

4 Figure 3 Les profils verticaux de température, pression et densité enregistrés par HASI, ainsi que le profil du vent dans l atmosphère de Titan obtenu à partir du signal radio émis par la sonde (expérience DWE). alors que sur la Terre c est l ozone qui joue ce rôle. La remontée de température sous la tropopause résulte de l effet de serre causé par l absorption induite par collisions des composants majoritaires de l atmosphère (diazote, méthane et dihydrogène) tandis que sur Terre, c est la vapeur d eau qui en est le principal responsable. Tout près de la surface, on trouve une couche limite atmosphérique d une dizaine de mètres, peu turbulente, avec un flux de chaleur montant très faible, ce qui indique que la température de la surface n est que marginalement supérieure à celle de l air. Pendant presque toute la descente, le vent était prograde, c est-à-dire dans le même sens que la rotation de la surface de Titan (d ouest en est), ce qui confirme la super-rotation de l atmosphère, comme c est le cas sur Vénus (figure 3). À km, la vitesse du vent atteint 100 m.s 1, une valeur 9 fois plus élevée que la vitesse de rotation de la surface solide. L origine et le maintien de cette super-rotation sont loin d être complètement élucidés, mais il est probable que les ondes atmosphériques planétaires et la circulation méridienne qui participent au transport du moment angulaire du vent zonal y jouent un rôle primordial. Le vent décroît en s approchant de la surface, mais on trouve une couche, vers 80 km d altitude, où la vitesse est étonnamment faible (quelques m.s 1 ), ce qui reste inexpliqué. Vers 8 km d altitude, le vent change de direction et souffle vers l ouest, avant de devenir quasi-nul à la surface. Ce changement de direction reste lui aussi à comprendre. La mission Cassini-Huygens a démontré que le méthane sur Titan était impliqué dans un cycle complexe qui présente des analogies avec celui de l eau sur Terre. S évaporant des lacs mis en évidence par l instrument radar de Cassini et vraisemblablement relâché dans l atmosphère par cryovolcanisme, il est dissocié à haute altitude par le rayonnement ultraviolet du Soleil. S ensuit une photochimie complexe qui produit principalement de l éthane, mais aussi des hydrocarbures plus lourds, des nitriles et des aérosols vraisemblablement constitués de macromolécules contenant du carbone, de l azote et de l hydrogène. Le méthane et l éthane peuvent se condenser, former des nuages et des brumes qui précipitent à la surface et réalimentent les lacs. Les aérosols et les autres composés photochimiques se déposent aussi à la surface. Le profil vertical de concentration du méthane mesuré par l instrument GCMS (figure 4) confirme que ce gaz se condense bien dans l atmosphère. De 4,9% à la surface, sa concentration (fraction molaire) décroît à partir de 8 km d altitude pour atteindre 1,4% audessus de 30 km et garde cette valeur dans toute la stratosphère. On est en présence d un exemple classique en thermodynamique, où le méthane atteint son niveau de condensation (soit 100% d humidité) vers 8 km et où la tropopause joue le rôle de «piège froid» pour ce gaz comme elle le fait sur Terre pour la vapeur d eau. L instrument GCMS nous a par ailleurs apporté des informations précieuses sur l origine et l évolution de Titan en mesurant les concentrations de l atmosphère en gaz rares et certains rapports isotopiques. La détection de l argon radiogénique ( 40 Ar), produit de la désintégration du potassium 40 K abondant dans les roches silicatées, fournit la preuve d une forte activité géologique dans le passé. Elle implique un dégazage partiel du cœur rocheux du satellite situé sous la croûte de glace et l océan putatif constitué d eau et d ammoniaque. La faible abondance des gaz rares primordiaux (seul 36 Ar est détecté à un niveau inférieur au ppm) est un résultat particulièrement important compte tenu de la capacité de la glace d eau le constituant majeur de Titan à piéger les gaz rares. Les différents processus de formation des petits corps glacés («planétésimaux»), à partir desquels Titan s est formé dans la nébuleuse sub-saturnienne, auraient tous conduit à piéger les gaz rares en même temps que le diazote N 2. On pense par conséquent que 43

5 Figure 4 Spectres de masse de l atmosphère (taux de comptage d ions en fonction de la masse par unité de charge) enregistrés par l instrument GCMS. Le premier échantillon est un prélèvement effectué entre 120 et 130 km et le deuxième a été obtenu après l atterrissage alors que le sol était localement chauffé par une valve. La troisième figure montre les taux de comptage du diazote et du méthane en fonction du temps. L augmentation de 40% du méthane 2 min après l impact est due à l évaporation du méthane dans le sol. l azote a été incorporé sous forme d ammoniac (NH 3 ) ou d autres composés azotés qui ont ensuite formé le diazote par photolyse suivie d un ensemble de réactions chimiques. Le rapport isotopique 14 N/ 15 N mesuré dans N 2 est 1,5 fois plus faible que sur Terre, ce qui indique qu une masse importante d atmosphère, peut-être de 1 à 10 fois la masse actuelle, s est échappée depuis la formation du satellite. En effet, les processus d échappement, qu ils soient thermiques ou non-thermiques, sont plus efficaces pour les atomes ou molécules légers plus rapides et plus abondants dans la très haute atmosphère de sorte qu ils tendent à enrichir l atmosphère restante en isotopes lourds pour un élément chimique donné. Le rapport 12 C/ 13 C mesuré dans le méthane n est lui que 8% inférieur à la valeur terrestre inorganique. Cette différence est néanmoins significative et traduit vraisemblablement un échappement du méthane non Figure 5 a : Spectres visibles enregistrés à différentes altitudes (indiquées en km) par DISR, regardant vers le haut, avec le soleil dans son champ de vue. L absorption dans les bandes du méthane augmente au fur et à mesure de la descente. Dans le continuum, on voit l extinction due aux aérosols augmenter elle aussi pendant la descente, de façon plus marquée dans le bleu que dans le rouge. Ces aérosols d origine photochimique sont responsables de la couleur orangée de Titan. b : Spectres enregistrés en regardant vers le haut mais cette fois à un azimut opposé au Soleil, de sorte que l instrument ne voit que de la lumière diffusée. Aux altitudes les plus élevées, l intensité est relativement faible et plus grande dans le bleu que dans le rouge, une conséquence de la petite taille des aérosols diffusants. Pendant la descente, l intensité diffusée augmente dans un premier temps avec la quantité croissante d aérosols audessus de la sonde, puis diminue à cause de l opacité de ces aérosols et du méthane qui atténue de plus en plus fortement le flux solaire descendant. 44

6 négligeable par rapport au taux de destruction photochimique, un résultat quelque peu surprenant. Notons aussi que la valeur de ce rapport indique très probablement une origine abiotique du méthane, les processus biologiques sur Terre conduisant au contraire à un enrichissement en 12 C des molécules organiques produites. Une découverte inattendue de la mission Cassini est la présence de molécules très complexes dans la très haute atmosphère, au-dessus de 900 km. Des ions lourds chargés positivement et négativement ont été détectés dans la thermosphère et l ionosphère. Ce sont probablement les premières briques dans la formation des macro-molécules qui sont à l origine de la brume photochimique. L instrument DISR a permis de caractériser les particules de cette brume mais à plus basse altitude, en dessous de 150 km. À partir des spectres visibles et infrarouges (figure 5), on a déterminé que les aérosols photochimiques étaient des agrégats de plusieurs milliers de monomères, la taille du monomère n excédant pas 0,05 micromètre. On en compte environ 5 par cm 3 vers 80 km d altitude ; plus haut, leur densité décroît mais moins vite que celle du gaz, ce qui confirme leur origine dans la très haute atmosphère. Les propriétés optiques de ces aérosols sont similaires à celles de certains «tholins», ces matériaux produits en laboratoire par décharge plasma dans des mélanges N 2 -CH 4, mais des différences existent. En dessous de 80 km, les propriétés optiques changent quelque peu. Vers 30 km, on observe des particules plus grosses et plus brillantes, ce qui pourrait être dû à la condensation du méthane sur les aérosols, tandis que, dans les premiers kilomètres, leur réflectivité décroît, ce qui pourrait refléter l évaporation d une partie de ce méthane. Le collecteur d aérosols ACP a prélevé deux échantillons atmosphériques pendant la descente. La pyrolyse à 600 C de l échantillon prélevé vers km d altitude a produit principalement du cyanure d hydrogène HCN et de l ammoniac NH 3. Ceci impliquerait que l azote est incorporé de différentes façons dans le cœur réfractaire des aérosols, peut-être via des groupements nitrile ( CN) et amino ( NH 2 ). Ces résultats ont toutefois été contestés et des étalonnages en laboratoire sont encore nécessaires pour les confirmer ou les infirmer. Depuis leur arrivée, la caméra, le spectro-imageur infrarouge et le radar de Cassini nous ont montré des lacs vers le pôle nord du satellite, un système complexe de nuages audessus du pôle sud et une épaisse couverture nuageuse aux hautes latitudes nord. D immenses champs de dunes disposées en gros parallèlement à l équateur ont été mis en évidence aux latitudes moyennes. De plus, des indications très intéressantes, mais circonstancielles pour le moment, suggèrent la présence d une certaine forme de volcanisme, impliquant de la glace d eau et probablement de l ammoniac venant de l intérieur de Titan. Cependant, ce n est que lorsque la sonde Huygens est descendue dans l atmosphère de Titan, le 14 Janvier 2005, que nous avons pu prendre la mesure de la complexité de ce terrain étonnant. L instrument DISR a pris des images détaillées en dessous de 49 km avec une résolution au sol de 10 km à 10 m, qui atteint même le cm une fois la sonde posée à 10,3 S et 192,3 W. Les paysages que nous avons découverts sur les mosaïques d images de DISR (figure 6) ressemblent à ceux qu on peut trouver sur Terre. On y voit une région claire, striée de chenaux plus sombres qui forment un réseau dendritique se déversant dans une région plus lisse et plus sombre située une centaine de mètres en contrebas. Ce réseau a dû se former lors de pluies (de méthane) qui doivent donc se produire à certaines saisons et conduire à un écoulement de fluide à la surface, même si aucun liquide n a été directement mis en évidence lors de l atterrissage. Sur ce site, on découvre ainsi plusieurs manifestations d écoulements passés : le site lui-même rappelle un lit de rivière asséché avec des galets arrondis de glace d eau (selon les spectres DISR) d au plus quelques dizaines de cm de diamètre (figure 7) et la grande étendue sombre proche du site d atterrissage peut s interpréter comme un Méthane et glace d eau forgent une surface à la morphologie terrestre La surface de Titan s était un peu dévoilée avant l arrivée de Cassini-Huygens grâce à des observations depuis le sol par optique adaptative et de l espace avec le Hubble Space Telescope, dans ce qu on appelle les «fenêtres du méthane», c est-à-dire des régions de faible absorption du méthane qui permettent de sonder la basse atmosphère et la surface. On savait donc déjà que le sol de Titan était inhomogène, composé de régions claires et sombres, avec une large zone très brillante (aujourd hui appelée Xanadu) près de l équateur. Figure 6 Panorama de la surface de Titan composé d images prises entre 17 et 8 km d altitude. La résolution des images brutes individuelles atteint 20 m par pixel. 45

7 Figure 7 Image de la surface de Titan prise par DISR après atterrissage. On distingue des galets de glace d eau de 10 à 15 cm de diamètre reposant sur un substrat de grains plus fins. lac asséché (figure 6). Le matériau sombre qui couvre cette vaste étendue a pu être charrié par ces écoulements et pourrait être constitué de dépôts photochimiques. Certaines traînées claires aperçues sur les images pourraient signaler des écoulements de glace provenant de l intérieur de Titan et extrudée à travers des fissures. Aucun cratère n a été vu par DISR. La température mesurée à cet endroit par HASI est de 93,65 ± 0,25 K pour une pression de 1467 ±1 hpa. Ces conditions physiques et la mesure d une évaporation de méthane par le GCMS suggèrent que l agent d érosion est bien l hydrocarbure et non pas l eau liquide. En effet, l un des premiers spectres fournis par le GCMS, montre, après l atterrissage, une augmentation anormale de la quantité de méthane par rapport au diazote qui, lui, resta stable. Ceci peut être interprété par une évaporation du méthane causée par le réchauffement localisé du sol près d une valve d entrée de l instrument portée à haute température. On a ainsi la preuve indirecte que le sol est ici imbibé de méthane et qu il existe, peut-être pas très loin sous la surface, du méthane liquide. La composition de la surface, déterminée par le GCMS, indique la présence de divers composés organiques comme le benzène, le cyanogène ou l éthane (figure 4). Ces espèces, également présentes dans l atmosphère, sont vraisemblablement des produits de la photochimie atmosphérique qui se condensent vers km d altitude et se déposent continûment à la surface. Le sonar du SSP a indiqué une surface relativement lisse, mais pas entièrement plate vers le site d atterrissage. Avec une vitesse d impact de l ordre de 5 m/s, le pénétrateur et les accéléromètres de cet instrument ont déterminé que le sol avait la consistance du sable mouillé. Le pénétrateur semble avoir d abord heurté un matériau plus dur, peut-être un «caillou» de glace d eau. Une absorption due à la glace d eau a été mise en évidence dans les spectres de DISR à la longueur d onde de 1,5 micron, ce qui confirme certaines indications obtenues à partir d observations depuis la Terre. Les régions claires plus élevées apparaissent plus «rouges» que les basses plaines. En plus de la glace d eau, les spectres visibles indiquent la présence d un absorbant similaire aux «tholins», ces analogues des aérosols de Titan produits en laboratoire. Mais on a aussi découvert que la réflectivité de la surface diminue dans le domaine infrarouge, ce qui n est reproduit par aucun matériau connu en laboratoire. Des recherches sont en cours pour évaluer si des mélanges de glace et de divers composés organiques liquides ou solides peuvent reproduire ces caractéristiques spectrales. Dans tout le système solaire, Titan est sans doute l objet dont la géomorphologie se rapproche le plus de celle de la Terre. Cassini/Huygens nous a ainsi révélé la présence de lacs, réseaux fluviatiles, champs de dunes, chaînes de montagnes... qui évoquent les paysages terrestres. Titan est de plus le seul autre corps du système solaire où l on trouve des étendues liquides à la surface. Bien sûr, les conditions physico-chimiques sont bien différentes des conditions terrestres, avec notamment une température de surface de 179 C (94 K). Mais les processus géophysiques à l œuvre apparaissent étonnamment proches même si les acteurs chimiques ne sont pas les mêmes, la glace d eau sur Titan jouant le rôle de la roche sur Terre et le méthane celui de l eau. Et à l avenir? Les données acquises par Huygens, combinées avec celles de l orbiteur qui permettent de les replacer dans un contexte plus large, ont fourni un éclairage exceptionnel sur Titan. L investigation in situ par la sonde Huygens a révolutionné nos idées sur la surface de ce monde, sur la formation de différents motifs géologiques ailleurs que sur Terre, et sur l origine de l atmosphère. Tous les modèles de circulation, de photochimie, de l origine et de l évolution du satellite devront être révisés pour tenir compte de ces nouvelles données. 46

8 De nombreuses questions restent en suspens, notamment sur la fréquence d écoulements fluides à la surface et sur les divers processus géophysiques (tectonique, cryovolcanisme, impacts, érosion...) qui modifient la surface de Titan observée par Huygens et Cassini. Le cycle de l éthane, principal produit de la photochimie du méthane, est lui aussi un mystère. Selon les modèles, suffisamment d éthane aurait dû se former depuis l origine de Titan pour recouvrir la surface du satellite d un océan d un kilomètre de profondeur. Or on ne détecte l éthane liquide que dans les lacs présents vers les pôles alors que les latitudes moyennes, largement couvertes de dunes, sont «sèches». Le potentiel astrobiologique de Titan existe en tant que tel, mais l impression qui domine est qu en explorant ce satellite nous étudions un environnement qui ressemble par de nombreux aspects à celui de notre planète. À l avenir, l exploration de Titan commencée avec Cassini-Huygens devrait être poursuivie de manière plus approfondie par d autres missions, comme la Titan/Saturn System Mission (TSSM) actuellement à l étude en phase préliminaire par l ESA et la NASA dans le cadre de futures missions spatiales dans le système solaire externe à l horizon Cette mission, dans son concept actuel, comporte une sonde mise en orbite autour de Titan après avoir accompli de nombreux survols d Encelade, et des éléments qui seraient largués sur Titan pour une exploration in situ. Il s agit d un ballon à air chaud (Montgolfière) et d une sonde/atterrisseur. Le ballon évoluerait dans la région équatoriale, porté par les vents dominants d ouest, alors que la sonde se poserait dans un lac d hydrocarbures vers le pôle nord. Ceci permettrait de faire des mesures directes de la composition de la surface dans un lieu pour le moins exotique et de prélever des échantillons de l atmosphère lors de la descente et avec le ballon. Les instruments envisagés sur l orbiteur et les éléments in situ sont destinés à compléter et/ou améliorer les mesures de Cassini-Huygens en profitant des avancées technologiques. Articles : POUR EN SAVOIR PLUS Plusieurs articles dans les numéros de Science et Nature de 2004 and 2005 décrivent en détail les premiers résultats de la mission Cassini-Huygens. En particulier : Science 307, No 5713, 25 February 2005, «Cassini arrives at Saturn» ; Nature 10 March 2005 «Imaging of Titan from the Cassini spacecraft» ; Nature Dec. 8, 2005 «The Huygens probbe on Titan». Voir aussi : Geophysical Research Letters vols. 32 et 33, Icarus vols. 173 et et 186, Nature vols. 438 et 442, Journal of Geophysical Research vol. 111, Science vols. 308 et 310 ; Earth Moon and Planets vol. 96 ; Planetary and Space Science vols. 47, 49, 53 et 54 ; Space Science Reviews vols. 114 et 115 ; Advances in Space Research vols. 26, 28, 33 et 36. Le volume 104 de Space Science Reviews regroupe les articles décrivant les instruments de Huygens et la mission en général. Ouvrages : Coustenis A., Taylor F.W., «Titan: exploring an Earthlike World». World Scientific Press, Singapore. Lorenz R., Mitton J., «Titan Unveilled: Saturn s Mysterious Moon Explored». Princeton Univ. Press. The outer planets and their Moons, T. Encrenaz, R. Kallenbach, T. C. Owen and C. Sotin (Eds), Space Science Series of ISSI, Vol. 19, Springer. Sites Web :