Résultats récents (décembre 2005)

Le 8 décembre 2005 a paru dans la revue Nature une série d’articles sur les premières analyses des données envoyées par la sonde Huygens. Elles apportent quantité d’informations nouvelles sur la surface et l’atmosphère de Titan, nous révélant un monde complexe et fascinant, potentiellement proche de la Terre, mais gelé à un stade précoce de son développement. L’article « Rain, winds and haze during the Huygens probe’s descent to Titan’s surface » par M. Tomasko et al. (Nature 438, 765-778) présente les résultats obtenus par l’expérience DISR.

Processus géophysiques

À cause de l’opacité de la brume photochimique, DISR n’a commencé à distinguer la surface qu’à partir de 55 km environ. La première mosaïque construite à partir d’images entre 49 et 20 km d’altitude montre des régions claires séparées par des allées plus sombres, mais il est difficile de comprendre leur nature. On ne voit pas de cratères d’impact. Le panorama suivant, assemblé à partir d’images entre 17 et 8 km, révèle un vaste plateau clair creusé d’un grand nombre de chenaux.

Crédit images : ESA/NASA/JPL/University of Arizona
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Vue de Titan constituée d’images enregistrées entre 17 et 8 km d’altitude. Le nord est en haut. La trajectoire de la sonde est indiquée par des tirets blancs et le cercle au centre indique la position du panorama suivant. Un plateau clair apparaît creusé de chenaux plus sombres. Le réseau ramifié vers le nord résulte très vraisemblablement de précipitations (pluies de méthane) et celui plus rectiligne, vers l’ouest, a peut-être été alimenté par des sources.
 

Vue en perspective du haut plateau situé 5 km au nord du site d’atterrissage. Le modèle en gris et en fausses couleurs indique l’altitude (en plus clair l’altitude la plus élevée). La région, qui couvre approximativement 1x3 km, comprend le réseau de chenaux ramifiés sur le haut plateau et une portion du lac asséché (en bleu) au sud de la ligne côtière. L’analyse stéréographique indique que les chenaux ont une largeur de 100-200 m et une profondeur de 50-100 m avec des pentes atteignant par endroits 30°, proche de l’angle d’éboulement. Des écoulements rapides dans les lits de rivières ont probablement créé ces vallées profondément incisées, avec une érosion due à des glissements de terrain abrupts sur leurs pentes.

Deux types de réseaux sont visibles : un réseau de drainage très ramifié vraisemblablement creusé par des précipitations, et un réseau avec des chenaux plus rectilignes, trapus, et commençant (ou se terminant) souvent par des étendues sombres circulaires. Les chenaux étroits convergent vers de larges rivières qui se déversent dans une vaste étendue sombre en contrebas. Le dernier panorama, constitué d’images enregistrées entre 7 et 0,5 km d’altitude, montre à haute résolution la région d’atterrissage dans cette plaine sombre. On y voit là aussi des traces d’écoulement récent, avec une crête érodée, coupée par une douzaine de chenaux étroits. Cette étendue sombre évoque une suite de lacs asséchés avec des « îles » et des « hauts fonds » plus clairs. La frontière entre régions claire et sombre s’interprète comme une ligne côtière.
Vue de la surface vers le site d’atterrissage à 1,2 km d’altitude (panorama composé d’images prises entre 7 et 0,5 km). La crête vers le centre est coupée par une douzaine de chenaux étroits (10-20 m de large) plus sombres. Ceci suggère que des écoulements de méthane liquide orientés vers le sud-est ont déposé ou exposé un matériau plus clair, peut-être de la glace d’eau, sur les versants amont des crêtes dans la vaste plaine sombre. Le site d’atterrissage est marqué d’une croix.

Il fait peu de doute que c’est le méthane liquide qui a creusé ces chenaux, vu la température régnant à la surface de Titan (94 K ; -179°C) et l’abondance de ce gaz ( ~5%) dans la basse atmosphère. Le matériau sombre charrié par les chenaux et s’accumulant dans les dépressions pourrait être constitué des particules de la brume formées dans la stratosphère et tombant continûment à la surface. Les chenaux rectilignes ont peut-être été alimentés par des résurgences de méthane liquide. DISR n’a pas vu d’étendues liquides dans la région explorée (typiquement 20 x 20 km) mais il peut en exister ailleurs. La fréquence des précipitations qui ont créé les réseaux ramifiés reste une question ouverte. On voit par endroits quelques structures qui résultent peut-être du cryovolcanisme, avec extrusion de glace d’eau à la surface. Les images de la surface de Titan prises après l’atterrissage évoquent une rivière ou un lac asséché. Des « galets », de 10 à 15 cm de diamètre, vraisemblablement constitués de glace d’eau, reposent sur un substrat granulaire plus sombre, rappelant du gravier. On peut penser que ces matériaux ont été transportés et érodés par des écoulements de méthane liquide.

Vue prise de la surface de Titan après l’atterrissage. DISR regarde en gros vers le sud. Les images prises par la caméra SLI (Side Looking Imager) et le Medium Resolution Imager, visant plus près du nadir, ont été combinées pour produire cette image. Des galets, de 10 à 15 cm de taille, vraisemblablement constitués de glace d’eau, reposent sur un lit de « gravier » plus sombre. La scène évoque un lac asséché. Une région avec peu de « rochers » suit l’orientation générale, vers le sud-est, des écoulements visibles dans le panorama à 1,2 km.

Profil du vent

L’assemblage des mosaïques panoramiques fournit une trajectoire de descente comme élément du processus itératif de la reconstruction d’images. Cette trajectoire permet de déterminer la trace au sol de la sonde et d’extraire la vitesse du vent en fonction de l’altitude. La sonde a dérivé vers l’est, portée par des vents d’ouest (progrades) qui faiblissent de 30 à 10 m/s entre 55 et 30 km pour atteindre 4 m/s à 20 km. C’est la confirmation in situ de la super rotation de l’atmosphère prédite par les modèles de circulation générale de Titan, bien que la vitesse observée soit un peu plus faible. Vers 7 km, la sonde a changé de direction en pénétrant dans la « couche limite », une région convective présente au-dessus de toute surface planétaire.
  

Vitesse et direction du vent en fonction de l’altitude. Les résultats de DISR sont en vert et ceux de l’expérience DWE (Doppler Wind Experiment) en bleu. L’accord entre les deux est satisfaisant. Les vents soufflent vers l’est, avec une vitesse qui décroît de 28 m/s vers 50 km à 10 m/s vers 30 km, et plus rapidement jusqu’à 7 km où elle s’annule. En dessous de 7 km, vers le sommet supposé de la couche limite, les vents s’inversent et soufflent vers l’ouest.

Structure de la brume

Tout au long de la descente, les spectromètres visibles et infrarouges ont analysé la lumière solaire ambiante dans les directions montante et descendante et à des azimuts variés. Au fur et à mesure de la descente, l’intensité des spectres pris en regardant vers le haut décroît et les bandes d’absorption du méthane se creusent à cause de la quantité croissante d’atmosphère au-dessus de la sonde. Dans le visible, la lumière dans la direction du soleil passe progressivement du jaune au rouge orangé à cause des aérosols qui absorbent et diffusent préférentiellement le bleu.

Spectres de l’atmosphère de Titan enregistrés pendant la descente. L’intensité lumineuse mesurée par le spectromètre visible regardant vers le haut (ULVS) dans la direction opposée au Soleil augmente alors que l’altitude décroît. Ceci reflète l’augmentation de la quantité d’aérosols qui diffusent la lumière solaire au-dessus de la sonde au fur et à mesure de la descente. Les spectres visibles et infrarouges collectés dans différentes directions permettent de déterminer la densité des aérosols dans l’atmosphère et certaines de leurs propriétés physiques.

L’intensité observée vers le haut dans la direction opposée au soleil ainsi que l’intensité montante moyennée en azimut permet de contraindre la distribution verticale des aérosols et la taille des particules.Ces mesures montrent que la brume s’étend jusqu’au niveau du sol, sans région claire dans la basse atmosphère contrairement à ce qu’on attendait. L’épaisseur optique de la brume, élevée dans le visible (4,5 à 530 nm), décroît vers l’infrarouge pour atteindre 2 à 940 nm et seulement 0,5 à 1500 nm.

Deux spectres infrarouges enregistrés par l’instrument ULIS près de la surface en regardant vers le haut. L’intensité la plus élevée (diamants) correspond à un spectre où le Soleil est dans le champ de vue, contrairement à l’intensité la plus faible (carrés). Le contraste entre les deux permet de mesurer l’épaisseur optique des aérosols dans les fenêtres de transparence du méthane. Le modèle en rouge reproduit au mieux ce contraste avec une épaisseur optique qui décroît de 2 vers 940 nm à 0,5 vers 1500 nm.

Cette variation est toutefois plus faible que prévue, ce qui signifie que les particules sont plus grosses que prévu. Il s’agit de particules irrégulières, « fractales », formées d’agrégats de quelques centaines de monomères. Les mesures de polarisation de DISR fixent le rayon du monomère à 0,05 micromètre. La concentration de la brume (quelques dizaines de particules par cm 3) varie peu avec l’altitude, augmentant peut-être d’un facteur 2 ou 3 entre 150 km et la surface.

Surface

À 700 m d’altitude, DISR a allumé une lampe de 20 W pour éclairer la surface et s’affranchir de l’absorption de la lumière solaire par le méthane. Dans le spectre réfléchi par la surface à 20 m d’altitude, les bandes du méthane apparaissent alors beaucoup plus faibles. Elles ne sont plus « saturées », ce qui permet d’une part de mesurer l’abondance de ce gaz, et d’autre part de déterminer le spectre de réflectivité de la surface. On trouve un rapport de mélange de 5% environ, ce qui correspond à une humidité relative de 50%. Le méthane près de la surface est plus abondant que dans la stratosphère (1,5%), ce qui confirme qu’il se condense dans la troposphère.

Spectre réfléchi par la surface éclairée par la lampe de DISR à 21 m d’altitude. À partir de la profondeur des bandes d’absorption du méthane, il est possible de déterminer l’abondance de ce gaz près de la surface. Le meilleur accord (en vert) est obtenu pour un rapport de mélange de 5 %, en excellent accord avec la mesure du spectromètre de masse GCMS.
  
La surface du site d’atterrissage est relativement sombre avec une réflectivité atteignant au maximum 18% à 830 nm. Elle croît du bleu au rouge dans le domaine visible, ce qui peut s’expliquer par la présence de composés organiques complexes. Ainsi les « tholins » jaune orangé produits au laboratoire, et qu’on pense être des analogues des particules photochimiques de Titan, présentent cette pente « rouge ». Par contre, dans l’infrarouge, la réflectivité décroît régulièrement avec la longueur d’onde. Un spectre enregistré après l’atterrissage montre le même comportement. Ceci ne peut être aujourd’hui reproduit par aucune combinaison spectrale de glaces simples et de composés organiques répertoriés comme les tholins. Une large absorption centrée vers 1540 nm est de plus clairement visible. Elle peut s’interpréter comme la signature de la glace d’eau, mais celle-ci, probablement recouverte d’un dépôt photochimique, est mélangée à un matériau sombre inconnu. Des travaux de laboratoire sont en cours pour tenter d’identifier ce composé.

 
Spectre réfléchi par la surface de Titan, lampe allumée, après l’atterrissage. La surface est sombre et de teinte brunâtre dans le visible, ce qui peut être reproduit par des composés organiques comme les « tholins ». Une absorption centrée à 1540 nm peut être attribuée à la glace d’eau. La pente de la réflectivité décroissante et sans motifs entre 830 et 1420 nm ne peut être expliquée par aucune combinaison de spectres de glaces ou de composés organiques synthétisés en laboratoire. Le sol serait donc constitué de glace d’eau « sale », recouverte d’un dépôt photochimique, et mélangée à un matériau sombre non identifié.

Conclusion

L’ensemble des données DISR nous a apporté une nouvelle vision de Titan, un corps où sont à l’oeuvre des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre mais avec des acteurs chimiques complètement différents. Ces observations soulignent le rôle majeur joué par le méthane dans la géomorphologie et la météorologie de Titan. La mission Cassini, en orbite autour de Saturne depuis le 1 er juillet 2004, devrait nous permettre de compléter sur une plus grande échelle notre connaissance de ce satellite, unique dans le système solaire.

> Télécharger la présentation DISR à la conférence de presse ESA (30 novembre 2005)
     > et télécharger le film "huygens_arcmap_8C.avi" (diapositive 6)

Voir aussi : Conférence de presse ESA sur les résultats de Huygens (30 novembre 2005) :
 http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMSCVULWFE_0_ov.html

Communiqué de presse ESA sur DISR (30 novembre 2005) :
http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEM23TULWFE_0.html

Nouvelle scientifique de l’Observatoire de Paris (30 novembre 2005) :
http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov05/titan.fr.shtml

Contact : Bruno Bézard
Dernière modification : 12 décembre 2005