Titan (lune)

Titan (lune)
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Titan.
Titan
Image illustrative de l'article Titan (lune)
Titan vu par la sonde Cassini.
Caractéristiques orbitales
(Époque 1er janvier 2004, JJ 2453200.5[1])
Type Satellite de Saturne
Demi-grand axe 1 221 870 km[1]
Périapside 1 186 680 km[2]
Excentricité 0,0288[1]
Période de révolution 15,95 d[1]
Inclinaison 0,280 °[1] (par rapport au plan de Laplace de Saturne)
Caractéristiques physiques
Diamètre 5 151,0±4,0 km[3]
Masse 1,3452±0,0002×1023 kg[4]
Masse volumique moyenne 1,880±0,004 x103 kg/m³[3]
Gravité à la surface 1,428 m/s2
Période de rotation 15,95 d
(Synchrone)
Albédo moyen 0,2[3]
Température de surface 93,7 K[5]
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique 146,7 kPa
98,4 % N2
1,6 % CH4[6]
Découverte
Découvert par Huygens
Découverte 25 mars 1655

Titan est le plus grand satellite de Saturne. Avec un diamètre supérieur à celui de Mercure, proche de celui de Mars, Titan est le deuxième plus grand satellite du système solaire, après Ganymède. Il sagit du seul satellite connu à posséder une atmosphère dense. Découvert par lastronome hollandais Christian Huygens en 1655, Titan est la première lune observée autour de Saturne[7].

Titan est principalement composé deau sous forme glacée et de roches. Son épaisse atmosphère a longtemps empêché lobservation de sa surface jusquà larrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis la découverte de lacs dhydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans éventuels y sont répertoriés, mais la surface de Titan demeure relativement plate et lisse avec peu de cratères dimpact observés.

Latmosphère de Titan est composée à 98,4 % de diazote et comporte 1,6 % de nuages de méthane et déthane. Le climatqui comprend des vents et de la pluie de méthanecrée sur la surface des caractéristiques similaires à celles rencontrées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère dazote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, mais à une température beaucoup plus basse. Le satellite est cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs suggèrent quun possible océan souterrain pourrait servir denvironnement favorable à la vie[8],[9].

Sommaire

Caractéristiques physiques

Dimensions

Titan, comparé à la Terre.

Titan mesure 5 150 km de diamètre. En comparaison, la planète Mercure mesure 4 879 km de diamètre, la Lune 3 474 km, Mars 6 780 km et la Terre 12 742 km.

Avant larrivée de Voyager 1 en 1980, la communauté scientifique pensait Titan légèrement plus grand que Ganymède (5 262 km de diamètre), ce qui aurait fait de lui la plus grande lune du système solaire. Cette surestimation était induite par latmosphère dense et opaque de Titan, qui sétend à plus de 100 kilomètres au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent[10].

Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne

Structure interne de Titan.

Le diamètre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires à ceux des lunes galiléennes Ganymède et Callisto[11]. Sur la base dune masse volumique de 1,88 g⋅cm3, Titan serait composé à moitié de glace deau et à moitié de roches (silicates et fer). Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface la glace est le composant principal de la croûte (phénomène de différenciation). Cette glace est majoritairement de la glace deau mais elle est probablement mélangée avec de la glace dammoniac (NH3) ainsi quavec des glaces dhydrocarbures, principalement du méthane (CH4) et de léthane (C2H6).

Titan est très probablement différencié en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de 3 400 km de diamètre entouré par plusieurs couches de différentes formes cristallines de glace[12]. Lintérieur du satellite est peut-être toujours chaud et il est possible quune couche liquide deau et dammoniac existe entre la croûte de glace Ih et les couches de glaces plus internes. Un indice dun tel océan est donné par la sonde Cassini sous la forme dondes radio à très basse fréquence dans latmosphère de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais réflecteur de ce type dondes, lesquelles sont plutôt réfléchies par la transition liquide-glace dun océan interne[13].

Les données collectées par Cassini entre octobre 2005 et mai 2007 montrent que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusquà 30 km pendant cette période. Ce déplacement suggère que la croûte est séparée de lintérieur de la lune, ce qui constitue un indice supplémentaire quant à lexistence dun océan interne[14].

Atmosphère

Article détaillé : Atmosphère de Titan.
Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de latmosphère de Titan.

Généralités

Titan est le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère significativement développée ; les autres satellites nont au mieux que des traces de gaz. La taille de latmosphère de Titan serait comprise entre 200 km[15] et 880 km[16] (sur Terre, 99,999 % de la masse de latmosphère réside en dessous de 100 km daltitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs donde et interdit lobtention dun spectre de réflectance complet de la surface depuis lextérieur[17].

Lexistence dune atmosphère est découverte par Gerard Kuiper en 1944 par spectroscopie. Ce dernier estime que la pression partielle de méthane est de lordre de 10 kPa[18]. Plus tard, les observations des sondes Voyager montrent que la pression à la surface du satellite dépasse une fois et demi celle de la Terre. Latmosphère comporte des couches opaques de brouillard qui bloquent la majorité de la lumière du Soleil. Pour cette raison, la sonde Huygens est incapable de détecter la position de celui-ci lors de sa descente, et, bien quelle réussit à prendre des images de la surface, léquipe de chercheurs en charge de la sonde décrit le processus comme « photographier un parking recouvert dasphalte au crépuscule »[19].

La température moyenne de latmosphère au niveau du sol est de 94 K (-179 °C ou −290 °F) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C ou −330 °F) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km). Titan est à une distance de 1 222 000 km de Saturne (20,2 rayons saturniens).

Composition

Latmosphère de Titan est composée à 98,4 % dazotela seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre —, les 1,6 % restants étant composés de méthane et de traces dautres gaz comme des hydrocarbures (dont léthane, le diacétylène, le méthylacétylène, lacétylène et le propane), du cyanoacétylène, du cyanure dhydrogène, du dioxyde de carbone, du monoxyde de carbone, du cyanogène, de largon et de lhélium[6].

Les chercheurs de la NASA pensent que les hydrocarbures forment la haute atmosphère. Ils proviennent de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil qui produisent un épais smog orangé. Titan na aucun champ magnétique et orbite parfois en dehors de la magnétosphère de Saturne, lexposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère. En novembre 2007, des scientifiques découvrent des anions lourds dans lionosphère de Titan et estiment que ceux-ci tombent vers les régions plus basses pour former la brume orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure nest pas connue, mais il pourrait sagir de tholins formant les bases de molécules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques[20],[21]. Ces résidus atmosphériques pourraient avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan dune sorte de goudron. Les traces découlement observées par la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable quelles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies dhydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Vents

La circulation atmosphérique suit la direction de la rotation de Titan, douest en est[22]. Les observations de latmosphère effectuées par Cassini en 2004 suggèrent que latmosphère tourne plus rapidement que la surface[23].

Ionosphère

Lionosphère de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe à 1 200 km daltitude, mais une couche additionnelle de particules chargées existe à 63 km daltitude. Latmosphère de Titan est donc en quelque sorte séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont lorigine nest pas connue, car il ne semble pas y avoir dactivité orageuse intense[13].

Surface

Généralités

Vue de Titan par la mission Cassini, le 26 octobre 2004. Cette mosaïque de 9 images montre des variations déclat de la surface de Titan, et des nuages lumineux près du pôle sud. La région la plus lumineuse du côté droit et la région équatoriale portent le nom de Xanadu, tandis que la plus sombre s'appelle Shangri-la. La surface semble jeune et il ny a pas de cratère visible.
Photographie de Titan en fausses couleurs, montrant des détails de la surface et de latmosphère. Xanadu est la région brillante située dans le centre-droit.

La surface de Titan est décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune »[24]. La sonde Cassini utilise un altimètre radar et un radar à synthèse douverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révèlent une géologie diversifiée, avec des régions lisses et dautres irrégulières. Dautres semblent dorigine volcanique, probablement liées à un dégorgement deau mélangée à de lammoniac. Certaines zones sont susceptibles dêtre créées par des particules poussées par le vent[25],[26]. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des cratères dimpact semblent avoir été remplis, peut-être par des pluies dhydrocarbures ou des volcans. Laltimétrie radar suggère que les variations daltitude sont faibles, typiquement de lordre de 150 m. Néanmoins certaines zones atteignent jusquà 500 m de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusquà plus dun kilomètre[27].

La surface de Titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, Xanadu est une zone équatoriale réfléchissante de la taille de lAustralie. Elle est identifiée pour la première fois grâce à des images prises dans linfrarouge par le télescope spatial Hubble en 1994, puis observée par la suite par la sonde Cassini. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres[28]. Elle est traversée par endroits par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Celles-ci pourraient être dorigine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également sagir de canaux dorigine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux[29]. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et sont observées depuis lespace comme depuis le sol ; elles sont supposées être la trace de lacs de méthane et déthane, mais les observations récentes de Cassini semblent indiquer que ce nest pas le cas.

En 2005, le module Huygens touche terre à lest de la région nommée Adiri et photographie des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace deau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du Soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines[30].

Après sêtre posé, Huygens photographie une plaine sombre couverte de petits rochers et de cailloux, tous deux composés de glace deau[30]. Des signes dérosion sont visibles à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface se révèle alors plus sombre que prévue et est composée dun mélange deau et de glace dhydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait sêtre formé par précipitation dhydrocarbures. Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes dune couche de tholins, mais ce point nest pas confirmé à lheure actuelle[31].

Liquides

Article détaillé : Lacs de Titan.
Mosaïque en fausses couleurs dimages radar prises par Cassini autour du pôle nord de Titan, mettant en évidence des mers, lacs et rivières dhydrocarbures. Les zones affichées ici en bleu indiquent des régions de faible réflexivité radar, probablement des étendues déthane liquide, de méthane ou dazote dissout. Il est possible que la mer située dans le coin inférieur gauche soit en fait deux fois plus grande quindiqué ici[32].

Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à léthane dexister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait dexpliquer la grande quantité de méthane dans latmosphère. Cette hypothèse voit le jour lorsque les planétologues se rendent compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. Lhypothèse dun océan planétaire dhydrocarbures est même envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infrarouge et en ondes radio depuis la Terre réfutent cette possibilité. Les sondes Voyager montrent que latmosphère de Titan est compatible avec lexistence de liquides, mais une preuve directe nest obtenue quen 1995, lorsque des données de Hubble ainsi que dautres observations suggèrent lexistence sur Titan de méthane liquide sous forme soit de poches disjointes soit de lacs et de mers de la taille docéans[33].

La mission Cassini ne confirme pas immédiatement cette dernière hypothèse. En effet, lorsque la sonde arrive dans le système de Saturne en 2004, les chercheurs de la NASA et de lESA espèrent que des lacs dhydrocarbures soient détectables par la réflexion du Soleil à leur surface, mais aucune réflexion spéculaire nest initialement observée[34]. De nombreuses images évoquant des côtes et prises par Cassini en 2004 et 2005 ne savèreront finalement nêtre que des limites entre zones claires et zones sombres[35].

Cest en juin 2005, au pôle sud, que le premier lac potentiel est identifié sous laspect dune zone très sombre, a posteriori nommée Ontario Lacus. Ce lac a probablement été créé par les nuages qui se concentrent à cet endroit[36]. À la suite du survol du 22 juillet 2006, Cassini image les latitudes nord du satellite et met en évidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellent la surface près du pôle[37]. Sur la base de ces observations, lexistence de lacs remplis de méthane à la surface de Titan est alors confirmée en janvier 2007[38],[39]. Léquipe scientifique de CassiniHuygens conclut que les régions imagées sont selon toute vraisemblance des lacs dhydrocarbures, les premières étendues de liquide stables découvertes en dehors de la Terre. Certaines dentre elles gisent dans des dépressions topographiques et semblent posséder des canaux associés avec du liquide[38].

Cratères

La sonde Cassini ne découvre que peu de cratères dimpact à la surface de Titan, ce qui suggère une surface jeune. Parmi les cratères découverts, les plus notables sont Menrva, un bassin de 440 km de diamètre à plusieurs anneaux[40], Sinlap, un cratère à fond plat de 80 km de diamètre[41] et Ksa, un cratère de 30 km de large possédant un pic central et un plancher sombre[42]. Cassini met également en évidence des « cratériformes », des objets circulaires à la surface de Titan qui pourraient être liés à un impact, mais qui ne possèdent pas certaines caractéristiques rendant leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matériau clair de 90 km de diamètre nommé Guabonito[43] pourrait être un cratère rempli de sédiments sombres. Dautres zones similaires sont observées dans les régions sombres Shangri-la et Aaru. Des objets circulaires sont également observés par Cassini dans la région claire nommée Xanadu lors du survol du 30 avril 2006[44].

Des modèles de trajectoires et dangles dimpact réalisés avant la mission Cassini suggèrent que lors dun impact avec la croûte deau glacée, une petite partie des éjectas aqueux reste à létat liquide dans le cratère. Celle-ci pourrait demeurer à létat liquide pendant plusieurs siècles, une durée suffisante pour la synthèse de molécules précurseurs à lapparition de la vie[45]. Latmosphère de Titan pourrait également jouer un rôle de bouclier en divisant par deux le nombre de cratères à sa surface[46].

Cryovolcanisme et montagnes

Titan est sujet au cryovolcanisme. De largon-40 détecté dans latmosphère indique que des volcans recrachent des panaches dune « lave » deau et dammoniac[47]. Cassini ayant détecté des émissions de méthane provenant dun cryovolcan, la communauté scientifique pense désormais que le volcanisme est une source significative de la présence de méthane dans latmosphère[30],[48]. Lun des premiers objets imagés par Cassini, Ganesa Macula, ressemble à certains volcans de Vénus et est suspecté dêtre dorigine cryovolcanique[49]. La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche de glace externe de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate dammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de sulfate dammonium feraient surface de cette façon[50].

Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut est découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne, située dans lhémisphère sud, serait composée dun matériau glacé recouvert dune glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, possiblement influencé par un bassin dimpact proche, pourrait avoir ouvert une brèche à travers laquelle le matériau a fait surface[51].

Dunes

Dunes sur la Terre (en haut), comparées aux dunes à la surface de Titan (en bas).

Sur les premières images de la surface de Titan prises depuis la Terre au début des années 2000, de grandes régions sombres sont mises en évidence à cheval sur léquateur[52]. Avant larrivée de Cassini, les chercheurs pensent que ces régions sont des mers de matière organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides[53]. Les images radar prises par Cassini révèlent que certaines de ces régions sont en réalité de grandes plaines recouvertes de dunes, certaines mesurant jusquà 330 mètres de haut[54]. Des dunes de ce type seraient formées par des vents modérément variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marées variables[55]. Ces derniers résultent des forces de marée de Saturne sur latmosphère de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent à orienter le vent vers léquateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes à se former sur de longues lignes parallèles orientées douest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, la direction du vent change. Selon Athena Coustenis de lobservatoire de Paris-Meudon, ces dunes seraient au contraire formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, les grains de sable sont formés de silice. Des vents réguliers de faible puissance suffiraient donc à mettre les sables titaniens en mouvement.

Le sable sur Titan pourrait sêtre formé suite à lécoulement du méthane liquide responsable de lérosion du substrat de glace, peut-être sous la forme de crues. Il pourrait également provenir de solides organiques produits lors de réactions photochimiques dans latmosphère du satellite[56],[54],[55].

Orbite

Lorbite de Titan (en rouge) parmi les autres lunes internes principales de Saturne.

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa période orbitale est identique à sa période de rotation : Titan est donc en rotation synchrone avec Saturne. Son excentricité orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport à léquateur de Saturne[57]. Titan est situé à 1,2 million de km de Saturne (20 rayons saturniens). Il est le 20e satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et Hypérionun petit satellite irréguliersont en résonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors[58].

Climat

Un graphique détaillant la température, la pression, et les autres aspects du climat de Titan. La brume atmosphérique diminue la température dans la basse atmosphère, tandis que le méthane fait monter la température à la surface. Les cryovolcans produisent des éruptions de méthane dans latmosphère, méthane qui retombe ensuite sous forme de pluies sur la surface, pour former des lacs.

La température à la surface de Titan est denviron 94 K (−179 °C). À cette température, la glace deau ne se sublime pas et latmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur deau. Le brouillard de latmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère[59]. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, déthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent lensemble du brouillard[10]. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide[60]. Les données de la sonde Huygens indiquent quil pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que dautres composés organiques depuis latmosphère jusquà la surface de la lune[61]. En octobre 2007, des observateurs mesurent une augmentation de lopacité apparente des nuages au-dessus de la région équatoriale de Xanadu, suggérant une « bruine de méthane », bien quil ny ait aucune preuve directe de pluie[62].

Les simulations de la configuration des vents globale fondées sur les données de la vitesse des vents prises par Huygens durant sa descente ont suggéré que latmosphère de Titan circule dans une énorme et unique cellule de Hadley. Lair chaud monte dans lhémisphère sud de Titan (hémisphère qui était en « été » lors de la descente de Huygens) et descend dans lhémisphère nord. Cela entraîne un débit dair de haute altitude du sud vers le nord et un flux dair à basse altitude du nord au sud. Une telle cellule de Hadley nest possible que sur un monde qui tourne lentement, ce qui est le cas de Titan[22]. La circulation du vent de pôle à pôle semble être centrée sur la stratosphère ; les simulations suggèrent quils changent tous les douze ans, avec une période de transition de trois ans, au cours de lannée de Titan (30 années terrestres)[63]. Cette cellule crée une bande globale de basse pression ce qui est en effet une variation de zone de convergence intertropicale terrestre (ZCIT). Contrairement à la Terre, cependant, les océans limitent la ZCIT aux tropiques, sur Titan, la zone se promène dun pôle à lautre, transportant avec lui des nuages chargés dune pluie de méthane. Cela signifie que Titan, en dépit de ses températures glaciales, peut être considéré comme ayant un climat tropical[64].

Le nombre de lacs de méthane visibles près du pôle sud de Titan est nettement plus petit que le nombre observé à proximité du pôle nord. Comme le pôle Sud est actuellement en été et le nord en hiver, une hypothèse se dégage selon laquelle les pluies de méthane sabattent sur les pôles en hiver et sen évaporent en été[65].

Nuages

Image en fausse couleurs dun nuage au dessus du pôle nord de Titan.

En septembre 2006, Cassini a pris une image d'un gros nuage à une altitude de 40 km au-dessus du pôle nord de Titan. Bien que le méthane soit connu pour se condenser dans latmosphère de Titan, le nuage serait plus probablement composé déthane, car les particules détectées mesuraient seulement de 1 à 3 micromètres et que léthane pouvait aussi congeler à ces altitudes. En décembre 2006, Cassini a de nouveau observé la couverture nuageuse et détecté du méthane, de léthane et dautres composés organiques. Le nuage mesurait plus de 2 400 km de diamètre et était toujours visible au cours dun survol suivant un mois plus tard. Une hypothèse est quil pleut (ou, sil fait suffisamment froid, quil neige) sur le pôle nord, les courants descendants à des latitudes septentrionales sont assez forts pour « souffler » les particules organiques sur la surface de la lune. Ce sont les preuves les plus solides qui plaident pour la vieille hypothèse du cycle méthanologique (analogue au cycle hydrologique terrestre) sur Titan[66].

Les nuages ont également été trouvés dans le ciel titanien austral. Tout en couvrant généralement 1 % du disque de la lune, des explosions ont été observées dans la couverture nuageuse qui sétend alors rapidement à pas moins de 8 %. Une hypothèse affirme que les nuages se forment lors daccroissement de la lumière du Soleil pendant lété titanien, générant un soulèvement dans latmosphère, qui contribue à la convection. Cette explication est compliquée par le fait que la formation des nuages a été observée non seulement après le solstice dété, mais également à la mi-printemps. Laugmentation du taux d’« humidité de méthane » au pôle sud contribue éventuellement à laugmentation rapide de la taille des nuages[67]. Cest actuellement lété dans lhémisphère sud de Titan et cela le restera jusquen 2010, lorsque lorbite de Saturne, qui régit le mouvement de la lune, fera pencher lhémisphère nord vers le Soleil[22]. Lorsque le changement de saisons aura lieu, il est prévu que léthane commence à se condenser au-dessus du pôle sud[68]

Les modèles de recherche qui sont étayés par les observations, suggèrent que des nuages titaniens se groupent sur des zones privilégiées et que la couverture nuageuse varie selon sa distance à la surface sur les différents paysages du satellite. Dans les régions polaires (supérieures à 60° de latitude), des nuages déthane répandus et durables apparaissent dans et au-dessus de la troposphère ; à des latitudes inférieures, se sont principalement des nuages de méthane qui se trouvent entre 15 et 18 km daltitude, et sont plus sporadiques et localisés. Dans lhémisphère dété, des nuages de méthane sont fréquents et épais mais sporadiques et semblent se regrouper autour de 40° [63].

Les observations au sol révèlent aussi des variations saisonnières de la couverture nuageuse. Au cours de lorbite de 30 ans de Saturne, les systèmes nuageux de Titan semblent se manifester pendant 25 ans, puis se dissiper pendant quatre à cinq ans avant de réapparaitre à nouveau[66].

Conditions prébiotiques et possible vie

La composition actuelle de latmosphère de Titan semble assez proche de lidée que lon a de latmosphère primitive de la Terre, cest-à-dire latmosphère de la Terre telle quelle était avant que les premiers êtres vivants ne commencent à libérer de loxygène. La présence au sein de latmosphère de Titan de molécules organiques complexes identiques à celles qui pourraient être à lorigine de lapparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet détude très intéressant pour les exobiologistes.

Lexpérience de Miller-Urey et dautres expériences ultérieures démontrent quil est possible de produire des molécules complexes et des polymères comme les tholins à partir dune atmosphère similaire à celle de Titan soumise à un rayonnement ultraviolet. Les réactions débutent par la dissociation de lazote et du méthane, formant du cyanure dhydrogène et de lacétylène. Des réactions ultérieures sont le sujet de nombreuses études[69].

Toutes ces expériences suggèrent quil existe suffisamment de matériau organique sur Titan pour initier une évolution chimique analogue à celle qui sest produite sur Terre. Cette analogie suppose la présence deau liquide sur de plus longues périodes que ce qui est actuellement observé, mais plusieurs théories avancent que de leau liquide provenant dun impact pourrait être préservée sous une couche isolante de glace[70]. Des océans dammoniac liquide pourraient également exister sous la surface[8],[71] ; un modèle suggère une couche deau et dammoniac située à 200 km de profondeur sous la croûte, des conditions qui « semblent extrêmes du point de vue terrestre, mais telles que la vie pourrait y survivre »[9]. Les transferts de chaleur entre lintérieur et les couches externes sont critiques dans le maintien dune vie dans un tel océan[8].

La détection dune vie microbienne sur Titan dépend de ses effets biogéniques : par exemple une origine biologique du méthane et de lazote de latmosphère peut être prise en compte[9]. Lhydrogène est cité comme une molécule capable de tester lexistence de vie sur Titan : si une forme de vie produisant du méthane consomme de lhydrogène en volume suffisant, elle aura un effet mesurable sur leur concentration dans la troposphère[72].

Malgré ces possibilités, lanalogie avec la Terre est inexacte. À cette distance du Soleil, Titan est glaciale (un effet accru par lanti-effet de serre de sa couverture nuageuse) et son atmosphère est dépourvue de dioxyde de carbone qui est gelé dans le sol, mélangé à la glace d'eau. Par contre, le méthane peut faire un effet de serre, mais seulement sur les bandes spectrales du rayonnement thermique émis à ces températures très basses. Du fait de ces contraintes, le sujet de la vie sur Titan est sans doute mieux décrit comme une expérience permettant de tester les théories traitant des conditions nécessaires précédant au développement de la vie sur Terre[73]. Même si la vie ny existe pas, les conditions prébiotiques de lenvironnement de Titan et la possible présence dune chimie organique, restent dun grand intérêt dans la compréhension de lhistoire primitive de la biosphère terrestre[74].

Historique

Découverte

Christian Huygens, découvreur de Titan.

Titan est découvert le 25 mars 1655 par lastronome hollandais Christian Huygens, inspiré par la découverte des quatre satellites de Jupiter par Galilée en 1610 à laide dun télescope. Huygens contribue lui-même à certaines avancées dans le domaine des télescopes. Il découvre Titan alors quil cherche à étudier les anneaux de Saturne dont la nature nest, à cette époque, pas encore connue : il observe un point lumineux[75]. Huygens publie sa découverte la même année dans louvrage De Saturni Luna Observatio Nova.

Nom

Huygens nomme sa découverte simplement Saturni Luna (ou Luna Saturni), nom latin qui signifie « lune de Saturne ». Lorsque Jean-Dominique Cassini découvre quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prennent lhabitude dappeler les cinq corps de Saturne I à Saturne V, Titan recevant le plus souvent le numéro quatre. Titan est officiellement numéroté « Saturne IV » lorsque la numérotation est gelée après 1789. Ce nest quen 1847 que John Herschel, fils de William Herschel (découvreur de Mimas et Encelade en 1789), propose que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (équivalent de Saturne dans la mythologie grecque)[76].

Observation

Titan nest jamais visible à lœil nu, mais peut être observé à laide de petits télescopes ou de bonnes jumelles. Son observation en amateur est difficile à cause de la proximité du globe de Saturne et du système annulaire. Cest pourquoi les observations du satellite sont peu nombreuses avant lâge spatial. En 1907, lastronome espagnol Josep Comas i Solá annonce quil a observé un assombrissement des bords du disque de Titan et deux zones blanches et rondes en son centre. En 1940, Gerard Kuiper déduit que Titan possède une atmosphère[77].

Exploration

La première sonde à visiter Saturne est Pioneer 11 en 1979 : elle permet de déterminer que Titan était probablement trop froid pour héberger toute forme de vie[78]. Lengin prend les premières photos de la lune, mais celles-ci sont de faible qualité. Le premier plan rapproché de Titan est pris le 2 septembre 1979[79].

Titan est ensuite examiné par Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. La trajectoire de Voyager 1 est spécifiquement modifiée pour passer plus près de la lune, mais la sonde ne possède aucun instrument capable de voir à travers latmosphère du satellite, une caractéristique non envisagée lors de réalisation de la sonde. Plusieurs années après, un traitement intensif des images prises par Voyager 1 à laide de son filtre orange suggère lexistence des régions claires et sombres connues désormais sous le nom de Xanadu et Shangri-la[80] mais, à ce moment-, elles ont déjà été observées dans linfrarouge par le télescope spatial Hubble. Voyager 2 ne passe pas à proximité de Titan. Léquipe en charge de la sonde a la possibilité de la placer soit sur une trajectoire lamenant près du satellite soit dans la direction dUranus et Neptune. Du fait de lexpérience de Voyager 1, la deuxième option est choisie.

CassiniHuygens

Article détaillé : Mission Cassini-Huygens.

Enfin, Titan a été lun des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens, la première à être spécialement dédiée à lexploration de Saturne et de son environnement. La mission est composée de deux parties distinctes : lorbiteur Cassini développé par la NASA et le module dexploration Huygens développé par lESA. Elle a atteint le système saturnien le 1er juillet 2004.

Cassini, qui a étudié plusieurs satellites de Saturne, survole Titan et étudie lastre au cours de passages rapprochés (fly-by) à laide principalement des instruments RADAR et VIMS. Le 26 octobre 2004, il prend des photographies en haute résolution de la surface de la lune, à seulement 1 200 km de distance, permettant de discerner des zones claires et sombres invisibles depuis la Terre. Le 22 juillet 2006, Cassini débute le premier dune série de plusieurs survols de Titan, tous à seulement 950 km du satellite. Des zones liquides auraient été détectées près du pôle nord après le seizième passage, sous la forme de plus de 75 lacs de méthane[37]. En avril 2009, des mesures de Cassini nous apprennent que Titan nest pas complètement sphérique mais de forme ovale car aplati aux pôles. Cette observation va dans le sens de la présence dun océan de méthane liquide sous sa surface[81]. Mais une étude publiée en décembre 2009[82] propose au contraire lexistence dun océan deau liquide avec une solution dammoniac, sous une couche de glace de quelques dizaines de kilomètres dépaisseur.

Huygens, dédié à l'étude de l'atmosphère de Titan, se pose sans encombre le 14 janvier 2005. Titan est ainsi devenu le cinquième astre sur lequel lhomme a réussi à faire atterrir un engin spatial, après la Lune, Vénus, Mars et lastéroïde Eros. Titan est aussi le premier corps du système solaire lointain (au-delà de la ceinture dastéroïdes) et le premier satellite dune autre planète que la Terre sur lequel un objet terrestre sest posé.

Le module Huygens est entièrement dédié à létude de latmosphère et de la surface du satellite. Il fournit de nombreuses informations au cours de sa chute dans latmosphère et, une fois au sol, permet de découvrir que de nombreuses zones de la surface semblent avoir été formées par lécoulement de liquides par le passé[83].

Missions futures

Article détaillé : Titan Saturn System Mission.

La NASA et lESA se sont regroupées pour réaliser une seconde mission à destination de Titan : Titan Saturn System Mission (TSSM). Cette mission beaucoup plus aboutie que Cassini-Huygens devrait comporter trois volets : une orbiteur, une montgolfière et une sonde au sol. Le départ est prévu pour 2020 avec une arrivée à destination vers 2030[84].

À plus long terme, certains comme l'ingénieur Robert Zubrin envisagent une colonisation de Titan, en raison des ressources minières présentes, notamment l'hélium, le deutérium et les hydrocarbures.

Références

  1. a, b, c, d et e (en)Planetary Satellite Mean Orbital Parameters, Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics. Consulté le 11 avril 2008.
  2. Donnée calculée sur la base dautres paramètres.
  3. a, b et c (en)Planetary Satellite Physical Parameters, Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics. Consulté le 11 avril 2008.
  4. (en) Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, W. M., Jr.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R., « The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data », dans The Astronomical Journal, vol. 132, no 6, 12/2006, p. 25202526 [résumé, lien DOI] .
  5. (en) Mitri, Giuseppe; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D., « Hydrocarbon lakes on Titan », dans Icarus, vol. 186, 02/2007, p. 385394 [résumé, lien DOI] .
  6. a et b (en) Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hunten, D. M.; Israel, G.; Lunine, J. I.; Kasprzak, W. T.; Owen, T. C.; Paulkovich, M.; Raulin, F.; Raaen, E.; Way, S. H., « The abundances of constituents of Titans atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe », dans Nature, vol. 438, 12/2005, p. 779-784 [résumé, lien DOI] .
  7. (en)Huygens Discovers Luna Saturni, NASA - Astronomy Picture of the Day. Consulté le 11 avril 2008.
  8. a, b et c (en) Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F., « On the internal structure and dynamic of Titan », dans Planetary and Space Science, vol. 48, no 7-8, 2000, p. 617636 [résumé, lien DOI] .
  9. a, b et c (en) Fortes, A.D., « Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan », dans Icarus, vol. 146, no 2, 2000, p. 444452 [résumé, lien DOI] .
  10. a et b (en)B. Arnett,, « Titan », Université de lArizona, Tucson. Consulté le 13 avril 2008.
  11. (en)J. Lunine, « Comparing the Triad of Great Moons », Astrobiology Magazine, 21 mars 2005. Consulté le 13 avril 2008.
  12. (en) Tobie, Gabriel; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe, « Titans internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model », dans Icarus, vol. 175, no 2, 06/2005, p. 496502 [résumé, lien DOI] .
  13. a et b Titans Mysterious Radio Wave, NASA/JPL, 1er juin 2007. Consulté le 13 avril 2008.
  14. (en)D. Shiga, « Titans changing spin hints at hidden ocean », New Scientist, 20 mars 2008. Consulté le 13 avril 2008.
  15. (en)Facts about Titan, ESA Cassini-Huygens. Consulté le 15 avril 2008.
  16. (en) Mori, Koji; Tsunemi, Hiroshi; Katayama, Haruyoshi; Burrows, David N.; Garmire, Gordon P.; Metzger, Albert E., « An X-Ray Measurement of Titans Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula », dans Astrophysical Journal, vol. 607, no 2, 06/2004, p. 10651069 [résumé, lien DOI] .
  17. (en) Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U.; DISR Team, « The reflectance spectrum of Titans surface as determined by Huygens », dans American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, 08/2005, p. 726 [résumé] .
  18. (en) Kuiper, Gerard P., « Titan: a Satellite with an Atmosphere », dans Astrophysical Journal, vol. 100, 11/1944, p. 378 [résumé, lien DOI] .
  19. (en)Petre de Selding, « Huygens Probe Sheds New Light on Titan », space.com, 21 janvier 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  20. (en) Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler, « Discovery of heavy negative ions in Titans ionosphere », dans Geophys. Res. Lett., vol. 34, 2007, p. L22103 [lien DOI] .
  21. (en)John Baez, « This Weeks Finds in Mathematical Physics », Université de Californie, Riverside, 25 janvier 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  22. a, b et c (en)The Way the Wind Blows on Titan, NASA/JPL, 1er juin 2007. Consulté le 15 avril 2008.
  23. (en)Wind or Rain or Cold of Titans Night?, Astrobiology Magazine, 11 mars 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  24. (en) Mahaffy, Paul R., « Intensive Titan Exploration Begins », dans Science, vol. 308, no 5724, 13/05/2005, p. 969970 
  25. (en)Battersby, Stephen, « Titans complex and strange world revealed », New Scientist, 29 octobre 2004. Consulté le 15 avril 2008.
  26. (en)Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR, Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan. Consulté le 15 avril 2008.
  27. (en) Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R.; Zebker, H.; Lunine, J.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W. T. K.; Schaffer, S.; Wall, S.; West, R.; Francescetti, G., « Titans Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry », dans Lunar and Planetary Science Conference, vol. 38, no 1338, 03/2007, p. 1329 [résumé] .
  28. (en)Cassini Reveals Titans Xanadu Region To Be An Earth-Like Land, Science Daily, 23 juin 2006. Consulté le 15 avril 2008.
  29. (en) Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; Clark, Roger; Nicholson, Phil, « Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS », dans Icarus, vol. 186, no 1, 01/2006, p. 242-258 [résumé, lien DOI] .
  30. a, b et c (en)Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan, ESA News, 21 janvier 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  31. (en) Somogyi, Arpad; Smith, M. A., « Mass Spectral Investigation of Laboratory Made Tholins and Their Reaction Products: Implications to Tholin Surface Chemistry on Titan », dans Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 38, 09/2006, p. 533 [résumé] .
  32. (en)Exploring the Wetlands of Titan, NASA/JPL, 15 mars 2007. Consulté le 15 avril 2008.
  33. (en) S. F.Dermott; C. Sagan, « Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan », dans Nature, vol. 374, 1995, p. 238240 [lien DOI] .
  34. (en)Bortman, Henry, « Titan: Wheres the Wet Stuff? », Astrobiology Magazine, 2 novembre 2004. Consulté le 15 avril 2008.
  35. (en)NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan, Jet Propulsion Laboratory, 16 septembre 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  36. (en)Emily Lakdawalla, « Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan? », The Planetary Society, 28 juin 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  37. a et b (en)NASA Planetary Photojournal, « PIA08630: Lakes on Titan », NASA/JPL. Consulté le 11 avril 2008.
  38. a et b (en) Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al., « The lakes of Titan », dans Nature, vol. 445, no 1, 04/01/2007, p. 6164 .
  39. (en)Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature, NASA/JPL, 3 janvier 2007. Consulté le 15 avril 2008.
  40. (en)PIA07365: Circus Maximus, NASA Planetary Photojournal. Consulté le 15 avril 2008.
  41. (en)PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket, NASA Planetary Photojournal. Consulté le 15 avril 2008.
  42. (en)PIA08737: Crater Studies on Titan, NASA Planetary Photojournal. Consulté le 15 avril 2008.
  43. (en)PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu, NASA Planetary Photojournal. Consulté le 15 avril 2008.
  44. (en)PIA08429: Impact Craters on Xanadu, NASA Planetary Photojournal. Consulté le 15 avril 2008.
  45. (en) Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan, « Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics », dans Icarus, vol. 164, 08/2003, p. 471480 [résumé] 
  46. (en) Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G., « Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan », dans Planetary and Space Science, vol. 45, 08/1997, p. 9931007 [résumé] .
  47. (en) Tobias Owen, « Planetary science: Huygens rediscovers Titan », dans Nature, vol. 438, 2005, p. 756757 [lien DOI] .
  48. (en)David L. Chandler, « Hydrocarbon volcano discovered on Titan », NewScientist.com news service, New Scientist, 8 juin 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  49. (en)C.D. Neish, R.D. Lorenz, D.P. OBrien, « Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications », Lunar and Planetary Laboratory, Université de lArizona, Observatoire de la Côte dAzur, 2005. Consulté le 15 avril 2008.
  50. (en) Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L., « Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism », dans Icarus, vol. 188, no 1, 05/2007, p. 139153 .
  51. Mountain range spotted on Titan, BBC News, 12 décembre 2006. Consulté le 13 avril 2008.
  52. (en) Roe, H. G.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; Macintosh, B. A.; Max, C. E.; Young, E. F.; Brown, M. E.; Bouchez, A. H., « A new 1.6-micron map of Titans surface », dans Geophysical Research Letters,, vol. 31, no 17, 06/2004, p. L17S03 [résumé, lien DOI] .
  53. (en) Lorenz, Ralph, « The Glitter of Distant Seas », dans Science, vol. 302, no 5644, 10/2003, p. 403-404 [lien DOI] .
  54. a et b (en)Goudarzi, Sara, « Saharan Sand Dunes Found on Saturns Moon Titan », space.com, 4 mai 2006. Consulté le 13 avril 2008.
  55. a et b (en) Lorenz, R. D.; Wall, S.; Radebaugh, J.; Boubin, G.; Reffet, E.; Janssen, M.; Stofan, E.; Lopes, R.; Kirk, R.; Elachi, C.; Lunine, J.; Mitchell, K.; Paganelli, F.; Soderblom, L.; Wood, C.; Wye, L.; Zebker, H.; Anderson, Y.; Ostro, S.; Allison, M.; Boehmer, R.; Callahan, P.; Encrenaz, P.; Ori, G. G.; Francescetti, G.; Gim, Y.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W.; Kelleher, K.; Muhleman, D.; Picardi, G.; Posa, F.; Roth, L.; Seu, R.; Shaffer, S.; Stiles, B.; Vetrella, S.; Flamini, E.; West, R., « The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes », dans Science, vol. 312, no 5774, 05/2006, p. 724-727 [résumé, lien DOI] .
  56. (en) Lancaster, Nicholas, « Linear Dunes on Titan », dans Science, vol. 312, no 5774, 05/2006, p. 702-703 [lien DOI] .
  57. (en)JPL Horizons solar system data and ephemeris computation service, NASA/JPL. Consulté le 15 avril 2008.
  58. (en) Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P., « Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case », dans Earth, Moon, and Planets, vol. 22, no 2, 04/1980, p. 141-152 [résumé] .
  59. (en) Hasenkopf, C. A.; Beaver, M. R.; Dewitt, H. L.; Tolbert, M.; Toon, O. B.; McKay, C., « Optical Properties of Early Earth and Titan Haze Laboratory Analogs in the Mid-Visible », dans American Geophysical Union, vol. 2007, 12/2007, p. P11C-0701 [résumé] .
  60. (en)Titan Has More Oil Than Earth, 13 février 2008. Consulté le 11 avril 2008.
  61. (en)E. Lakdawalla, « Titan: Arizona in an Icebox? », The Planetary Society, 21 janvier 2004. Consulté le 11 avril 2008
  62. (en) Ádámkovics, Máté; Wong, Michael H.; Laver, Conor; de Pater, Imke, « Widespread Morning Drizzle on Titan », dans Science, vol. 318, no 5852, 10/2007, p. 962 [résumé, lien DOI] .
  63. a et b (en)R.; et al. Rannou, « The Latitudinal Distribution of Clouds on Titan », dans Science magazine, vol. 311, no 5758, janvier 2006, p. 201205 [texte intégral, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 2007-09-01)] .
  64. (en)Tropical Titan, astrobio.net, 2007. Consulté le 2007-10-16.
  65. (en)NASA Cassini Image: Radar Images Titans South Pole, JPL, 2008. Consulté le 2008-01-11.
  66. a et b (en)Cassini Images Mammoth Cloud Engulfing Titans North Pole, NASA, 2007. Consulté le 2007-04-14.
  67. (en)Schaller Emily L., « A large cloud outburst at Titans south pole », dans Icarus, no 182, février 2006, p. 224229 [texte intégral [PDF] (page consultée le 2007-08-23)] .
  68. (en)David Shiga, « Huge ethane cloud discovered on Titan », dans New Scientist, vol. 313, 2006, p. 1620 [texte intégral (page consultée le 2007-08-07)] .
  69. (en) Raulin F.; Owen T., « Organic chemistry and exobiology on Titan », dans Space Science Review, vol. 104, no 12, 2002, p. 377394 [lien DOI] .
  70. (en) Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan, « Createring on Titan: Impact melt ejecta and the fate of surface organics », dans Icarus, vol. 164, 08/2003, p. 471480 [résumé, lien DOI] .
  71. (en)Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean, news.nationalgeographic.com. Consulté le 15 avril 2008.
  72. (en) McKay, C. P.; Smith, H. D., « Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan », dans Icarus, vol. 178, no 1, 2005, p. 274276 [lien DOI] .
  73. (en)Saturns Moon Titan: Prebiotic Laboratory, Astrobiology Magazine, 11 août 2004. Consulté le 15 avril 2008.
  74. (en) Raulin, F., « Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations », dans Space Science Review, vol. 116, no 12, 2005, p. 471487 [lien DOI] .
  75. (en)Discoverer of Titan: Christiaan Huygens, ESA, 24 avril 2007. Consulté le 11 avril 2008.
  76. (en) Lassell, « Satellites of Saturn; Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 8, 12/11/1847, p. 42 [résumé] .
  77. (en)J. Näränen, « The Atmosphere of Titan », Université dHelsinki, département dastronomie. Consulté le 11 avril 2008.
  78. (en)Pioneer Project, « The Pioneer Missions », NASA/JPL, 26 mars 2007. Consulté le 11 mars 2008.
  79. (en)Pioneer XI - Photo Index, NASA. Consulté le 11 mars 2008.
  80. (en) Richardson, James; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred, « Titans Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images », dans Icarus, vol. 170, no 1, 07/2004, p. 113124 [résumé, lien DOI] .
  81. (en)David Shiga, « Titans squashed shape hints at soggy interior », New Scientist. Consulté le 2 mai 2009.
  82. (en)Planetary and Space Science Volume 57, Issues 14-15, December 2009, Pages 1872-1888.
  83. (en)Cassini at Saturn: Introduction, NASA/JPL. Consulté le 11 avril 2008.
  84. (en) Tandem sur sci.esa.int, ESA, 23 février 2009. Consulté le 6 juillet 2009.

Annexes

Sur les autres projets Wikimedia :

Articles connexes

Liens externes

Navigation

Cet article est reconnu comme « article de qualité » depuis sa version du 1er juin 2009 (comparer avec la version actuelle).
Pour toute information complémentaire, consulter sa page de discussion et le vote layant promu.


Wikimedia Foundation. 2010.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Titan (lune) de Wikipédia en français (auteurs)

Игры ⚽ Поможем сделать НИР

Regardez d'autres dictionnaires:

  • Titan Mare Explorer — (TiME) Vision d artiste du TiME. Caractéristiques Domaine Exploration …   Wikipédia en Français

  • Lune Galiléenne — Les quatre lunes galiléennes de Jupiter, dans un montage permettant de comparer leur taille et celle de la planète. De haut en bas : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Les lunes galiléennes sont les quatre satellites naturels de Jupiter… …   Wikipédia en Français

  • Lune galileenne — Lune galiléenne Les quatre lunes galiléennes de Jupiter, dans un montage permettant de comparer leur taille et celle de la planète. De haut en bas : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Les lunes galiléennes sont les quatre satellites naturels… …   Wikipédia en Français

  • Lune — Pour les articles homonymes, voir Lune (homonymie). Cet article concerne la Lune, satellite naturel de la Terre. Pour les lunes d autres planètes, voir satellite naturel. Lune …   Wikipédia en Français

  • Lune galiléenne — Les quatre lunes galiléennes de Jupiter, dans un montage permettant de comparer leur taille et celle de la planète. De haut en bas : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Les lunes galiléennes sont les quatre satellites naturels de Jupiter… …   Wikipédia en Français

  • Titan (Stephen Baxter) — Pour les articles homonymes, voir Titan. Titan est un roman de science fiction dure de l auteur britannique Stephen Baxter paru en 1997. Ce livre décrit une mission habitée vers la lune énigmatique de Saturne, qui possède une atmosphère riche et… …   Wikipédia en Français

  • Lune co-orbitale — Pollux, satellite troyen de Dioné Une lune co orbitale ou satellite troyen est un satellite naturel d une planète situé aux alentours des points de Lagrange L4 et L5 du système planète lune. Ainsi, un satellite est présent sur l orbite de la lune …   Wikipédia en Français

  • Atmosphère de Titan — Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de l atmosphère de Titan. Informations générales Épaisseur entre 200 km …   Wikipédia en Français

  • Lacs de Titan — Mosaïque d images radar en fausse couleur de la région polaire nord de Titan, prises par la sonde Cassini et mettant en évidence des mers, des lacs et des réseaux de rivières d hydrocarbures. La couleur bleue représente les zones faiblement… …   Wikipédia en Français

  • Liste de formations géologiques sur Titan — Ces liste recense les formations géologiques sur Titan, satellite naturel de Saturne. Seule les formations possédant un nom officiel sont mentionnées. Sommaire 1 Liste 1.1 Arcūs 1.2 Craters 1.3 Facul …   Wikipédia en Français

Share the article and excerpts

Direct link
https://fr-academic.com/dic.nsf/frwiki/1639047 Do a right-click on the link above
and select “Copy Link”