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Titan et la mission Cassini-Huygens

llustration artistique des reflets du Soleil dans les lacs de Titan. Document Fahad Sulehria/Nova Celestia.

Des précipitations aux lacs de méthane (II)

La chimie de Titan est extraordinaire car elle est très différente de celle que nous connaissons sur Terre, où l'eau joue un rôle majeur. En raison de la forte pression qui règne sous l'écorce de Titan, il est probable que le méthane, l'éthane ainsi que l'eau existent sous différents états, à la fois sous forme de nappes souterraines liquides, de poches de gaz  et sous forme de glace.

L'évolution des transitions de phase affecte également la circulation régulière des mouvements convectifs. Les échanges de chaleur étant peu efficaces, Titan s'est graduellement réchauffé. Ce phénomène aurait entraîné l'écoulement de l'azote qui fait partie intégrante du processus dynamique recyclant et maintenant l'atmosphère de Titan. En effet, sous 1500 HPa, l'azote entre en ébullition et prend sa forme gazeuse à -190°C contre -196°C sur Terre.

Concrètement, la température est suffisamment froide sur Titan pour y trouver des rivières de méthane liquide mélangée à de l'azote dissous. Selon certains planétologues, elles auraient pu créer des ravines au fil des éons. Il y a peu de chances de découvrir des lacs d'azote liquide malgré son abondance dans l'atmosphère du fait qu'il s'évapore au-dessus de -190°C. En revanche, depuis longtemps les astronomes ont envisagé l'existence de lacs de méthane ou d'éthane, ce que nous allons à présent détailler.

De la neige et des rivières de méthane

Les -179°C relevés sur Titan signifient qu'il est impossible de trouver de la glace de méthane ou d'ammoniaque pur, car à de si basses température ces éléments sont instables. Il fait si froid que l'ammoniaque tombe en paillettes de glace. En dessous de -190°C, le méthane, l'éthane et l'argon tombent sous forme de neige en haute altitude et se transforment en bruine ou pluie près de la surface tandis que l'azote se transforme occasionnellement en bruine. En précipitant, toutes ces substances entraînent le brouillard orange photochimique vers le sol (comme le sable contenu dans l'air précipite avec la pluie sur terre), les gaz purs ou dissous finissant par s'évaporer au contact du sol.

En phase liquide (entre environ -167°C et -188°C), le méthane et l'éthane présentent une plus faible densité qu'à l'état solide et glacé. Si nous découvrons des mers d'hydrocarbures sur Titan à l'image des illustrations présentées ci-dessous, elles ne seront donc pas recouvertes d'une épaisse couche de glace à l'image de nos mers polaires. En effet, lorsque ces liquides gèlent, la glace d'hydrocarbure commence par se former au fond des lacs pour remonter vers la surface, à l'inverse de ce qu'on observe sur Terre.

Sciences/titan-lacmethane-ring.jpg

Représentations artistiques des paysages de Titan. Pendant les éclaircies, on peut distinguer Saturne à 1.2 million de km ou 20.3 Rs. Ci-dessous à gauche, une vue rapprochée du rivage un jour de brume. Les criques sont en fait des cratères noyés dans le méthane. A droite, un rivage asséché. D'autres paysages sont rassemblés sur cette page. Documents T.Lombry.

Ces étendues liquides ne gèlent pas car le méthane et l'éthane sont encore liquides par -185°C. L'eau est le seul élément connu où la forme solide est plus légère que la forme liquide. Donc pas de patinoire sur Titan !

Il est également possible que depuis des éons, les précipitations se soient accumulées dans des gorges et des bassins. Une grande quantité de méthane et d'éthane contenu dans l'atmosphère se serait ainsi transformée en une espèce de bain visqueux dont la nature peut aller du pétrole pur jusqu'au goudron (asphalte). Quant à sa consistance, cela oscille entre le liquide et le solide en fonction de la température et de la durée de repos. Même les substances comme la poisse avec laquelle on protégeait jadis les bateaux contre l'humidité présente encore une certaine viscosité une fois sèche. Voyez cette expérience tout à fait révélatrice.

Selon une théorie notamment avancée par Jonathan Lunine de Cornell (dont nous connaissons déjà les théories à propos de Mars), la surface de Titan pourrait être constituée de clathrates de méthane (des glaces d'eau mêlées de méthane plus légères qu'une chondrite ordinaire) couvant localement former de larges réseaux cristallins, traversés ci et là par des coulées de méthane liquide.

Tableau des propriétés des principaux éléments chimiques

Poids moléculaire, température de fusion, d'ébullition, chaleur latente, etc

Document T.Lombry

Document T.Lombry

Document T.Lombry

Méthane, CH4 Ethane, C2H6 Ammoniac, NH3

En raison de la forte concentration des hydrocarbures, il est probable qu'une grande partie de la surface de Titan est recouverte de molécules hydrocarbonées asséchées. Sous une atmosphère baignant dans une lumière orangée, le sol prend une coloration toute en nuances de jaunes, bruns et oranges.

Si le site paraît intéressant dans la perspective d'une exploitation pétrolière, il est impensable d'envisager la colonisation de Titan car économiquement son exploitation n'est pas rentable (sauf en établissant une colonie tout près).

Les lacs de méthane

Grâce aux mesures spectroscopiques, dès les années 1970 les planétologues et les exobiologistes se sont étonnés de l'abondance relative du méthane dans l'atmosphère de Titan. Seule explication, il devait se renouveller en permanence, mais ils ignoraient par quel processus. En effet, sur Terre, alors que l'énergie du Soleil est beaucoup plus intense que sur Titan, dans les basses couches de l'atmosphère, le méthane (dont 90 % des émissions sont d'origine biologique) est détruit par le rayonnement EUV du Soleil conduisant à une augmentation de la concentration d'ozone (de la même manière que l'ammoniac NH3 se transforme en azote). De ce fait, le méthane est à l'état de trace (~1.8 ppm). Or, sur Titan le méthane est omniprésent et permanent.

A gauche, observée en infrarouge entre 0.85-1.05 micron par le Télescope Spatial Hubble en 1998, l'atmosphère de Titan se dissipe, révélant des zones plus chaudes de la surface dont l'éclat fluctue légèrement. Il s'agit des lacs de méthane ou d'éthane, certaines sources pouvant être des sources chaudes. La résolution est de 576 km/pixel. Voici une animation de la rotation de Titan (GIF de 517 KB). A droite, Titan photographiée le 21 mars 2017 par la sonde spatiale Cassini. A gauche de l'image, une photo en lumière blanche (RGB) où son atmosphère est totalement opaque. A droite de l'image, en substituant au canal rouge une image proche infrarouge à 938 nm on révèle les détails de sa surface. Les bandes blanches sont des nuages de méthane. La formation circulaire près du centre est le cratère d'impact Sinlap de 80 km de diamètre. Documents NASA/JPL/STScI et NASA/JPL.

Par quel processus le méthane peut-il donc alimenter l'atmosphère de Titan ? C'est l'exploration spatiale qui une fois de plus mit les astronomes sur une piste. Mais laissons la question en suspens quelques instants.

En 1989, dans les pages de la revue "Icarus", les planétologues et les exobiologistes dont François Raulin précité ont proposé plusieurs théories convaincantes démontrant que Titan devait être recouverte ci et là de lacs profonds de 1000 mètres constitués d'hydrocarbures, de méthane ou d'un mélange d'éthane/méthane/azote formé par la précipitation de gaz liquides mais aucune photo ne permettait de le confirmer.

Le lac d'hydrocarbure (éthane ou méthane) de Mare Ligeia mis en évidence par le radar de Cassini en 2006-2007. L'image couvre environ 700 km. Document JPL.

Dès qu'il fut opérationnel, les astronomes ont alors tourné le Télescope Spatial Hubble vers Titan qui le photographia dans le proche infrarouge à 940 nm où son atmosphère de méthane devient plus transparente. En analysant ces photos que l'on voit ci-dessus à gauche, en 1995 Stanley Dermott et Carl Sagan découvrirent des variations d'albedo à la surface de Titan. Après comparaison avec les images radars, ils conclurent qu'il s'agissait des effets de marées, des indices supplémentaires appuyant l’existence de continents et d’étendues liquides. A l'époque, cette découverte majeure fit la une des médias.

Puis, entre 2004 et 2015 les images prises par la sonde spatiale Cassini en proche infrarouge à 938 nm sous filtre polarisé révélèrent sous les nuages et la brume stratosphérique des zones plus sombres en surface, renforçant l'hypothèse que la surface de Titan dispose bien de deux types de terrains dont le pouvoir réfléchissant est très différent. On découvrit également une zone brillante autour du pôle Nord qui est vraisemblablement une calotte de glace (plutôt qu'un reflet du sol).

Entre-temps, comme on le voit à gauche, entre février 2006 et avril 2007, grâce à son radar Cassini sonda la surface de Titan. Après reconstruction, on découvrit parmi d'autres formations des lacs d'hydrocarbure (éthane ou méthane) dont un situé sur le site de Mare Ligeia près du pôle Nord de Titan. Ce lac d'environ 700 km de large est profond de 20 à 40 m avec un maximum à -200 m par rapport au niveau moyen. Il se couvre de temps en temps de nuages de méthane.

Grâce aux photographies prises par Cassini, on sait aujourd'hui que ces étendues liquides ne forment pas un océan mais plutôt des lacs séparés les uns des autres par des terres permafrost. Au milieu de ces lacs s’élève également un vaste continent grand comme l’Australie. Ces lacs ont une température d'environ -183°C. Localement des blocs de glace d'hydrocarbure cristallisé, peut-être de glace d'éthane, pourraient flotter à leur surface.

Les données d'autres instruments embarqués à bord de la sonde Huygens (chromatographe en phase gazeuse, spectromètre de masse et module scientifique de surface) révélèrent également que la surface de Titan avait ou présente encore une activité hydrologique. Ce n'était pas de l'eau mais du méthane liquide ou gazeux, confirmant l'hypothèse émise par le physicien et planétologue Martin Tomasko du LPL.

Grâce à ces découvertes, les planétologues détenaient enfin leur explication concernant la présence de méthane dans l'atmosphère de Titan.

A consulter : La carte topographique de Titan, UAI

A gauche, image composite et colorisée de Titan réalisée à partir des images transmises par la sonde Cassini le 26 octobre 2004. On découvre des montagnes claires, des plaines sombres et la calotte polaire. Cliquer ici pour lancer une animation (GIF de 517 KB). Au centre et à droite, deux images composites prises en infrarouge (bleu à 1.27 micron, vert à 2.0 microns et rouge à 5.0 microns) par l'instrument VIMS de Cassini. L'image de droite fut prise le 13 novembre 2015 et présente en grande partie la face orientée vers Saturne. Au centre comme à droite, une vu d'une grande partie de l'hémisphère de Titan orientée vers Saturne. On reconnaît le plus grand cratère d'impact confirmé, Menrva (dans la partie supérieure gauche, près du limbe), le bassin de Hotei Regio (à gauche, en orange près du limbe), le cratère d'impact Sinlap de 80 km de diamètre (près du centre) et les canaux à l'est de Xanadu (à droite du centre). Cf. la carte topographique ci-dessus pour les détails. Documents CICLOPS, NASA/JPL et NASA/JPL.

Titan dispose de deux sources de chaleur : la matière radioactive qui réchauffe toute la planète et le champ gravitationnel de Saturne qui malaxe sa surface (comme elle le fait avec Encélade) produisent suffisamment de chaleur pour faire fondre la glace. Grâce à cette énergie, des volcans et des failles éjecteraient probablement du méthane et de l'éthane dans l'atmosphère, ce qui expliquerait les émanations gazeuses, les écoulements et les lacs présents à sa surface et le fait que le méthane atmosphérique se renouvelle en permanence.

Enfin, dans une étude publiée dans la revue "Icarus" en 2014, Olivier Mousis de l’Université de Franche-Comté (CNRS/UTINAM) et son équipe ont développé en collaboration avec des chercheurs de l'Université de Cornell et du JPL de la NASA un modèle de la croûte de Titan présenté ci-dessous à droite permettant d'expliquer la présence des lacs d'hydrocarbures à la surface de cette lune.

Modèle schématique de la croûte de Titan basé sur les données recueillies par la sonde Huygens en 2007. Document ESA/ATG medialab adapté par l'auteur.

Selon ce modèle, en raison de sa morphologie changeante, la croûte de Titan pourrait être poreuse et contenir une grande quantité d’hydrocarbures liquides. Bien qu'on ne connaissance pas encore le cycle des hydrocarbures sur Titan et la manière dont ils sont transférés de l'atmosphère, vers la surface et le sous-sol et vice-versa, on suppose qu'une fraction significative des lacs de Titan seraient reliés à des réservoirs liquides souterrains.

Il existerait sous la surface de Titan un réservoir d'hydrocarbures liquides qui diffuserait à travers une couche de glace poreuse. Cette diffusion pourrait induire la formation d’un autre réservoir, cette fois composé de clathrates, au sein de la croûte poreuse. Selon les chercheurs, la couche alcanofère et celle de clathrates communiqueraient et formeraient un système isolé qui occuperait l'espace poreux de la croûte glacée de Titan. La couche de clathrates s'étendrait au fil du temps au détriment de l'alcanofère.

Pour être précis, selon les chercheurs les clathrates sont des composés dans lesquels l'eau adopte une structure cristalline pouvant piéger des molécules telles que le méthane et l'éthane qui s’y stabilisent. La pression et la température à la surface de Titan permettraient aux clathrates de se former lorsque des hydrocarbures liquides entrent en contact avec la glace d'eau, un des composants principaux de la croûte de Titan. Ces clathrates pourraient rester stables jusqu’à plusieurs kilomètres de profondeur.

Les lacs souterrains de Titan interagiraient avec le réservoir de clathrates qui changerait lentement la composition des lacs. Les lacs souterrains qui ont été en contact avec la couche de clathrates seraient principalement composés de propane ou d'éthane, selon le type de clathrate qui s'est formé. Selon ce modèle, ce phénomène devrait être visible à la surface de Titan; les lacs alimentés par les réservoirs souterrains montreraient le même genre de composition, tandis que ceux nourris par les pluies seraient différents, contenant du méthane, de l'azote, ainsi que des traces d'argon et de monoxyde de carbone. Notons que la mission de Cassini "Solstice" réalisée en 2017 a permis d'explorer ces lacs de surface lors de survols rapprochés qui feront certainement l'objet de publications dans les années à venir.

Des dunes de sable électrostatiques

Comme on le voit ci-dessous à gauche, grâce à l'imageur radar de la sonde spatiale Cassini, les astronomes ont découvert en 2005 des dunes de sable sur Titan dont l'aspect strié et périodique est similaire aux champs de dunes qu'on trouve dans nos déserts du Kalahari, de Namibie ou d'Oman. Mais alors que sur Titan les vents soufflent d'Est en Ouest, les dunes d'au moins 100 m de hauteur se forment dans la direction opposée, un phénomène qu'on n'observe pas sur Terre.

Les dunes de Titan comparées à celles qu'on trouve sur Terre. L'image du haut couvre un champ d'environ 200 km de longueur. Les taches blanches sont des structures topographiques. Document NASA/ESA.

Pour comprendre ce phénomène touchant la rhéologie (la science de l'écoulement qui étudie les comportements mécaniques et dynamiques des matériaux et notamment des grains), en 2017 Méndez Haper de l'Institut technologique de Géorgie à Atlanta, aux Etats-Unis et son équipe ont simulé en laboratoire les courants atmosphériques et le comportement des grains de sable sur base d'un modèle de l'atmosphère de Titan comprenant de l'azote et des grains de naphtalène et de biphényl comme on en trouve sur cette lune.

Contrairement à ce qu'on observe sur Terre où la gravité est importante et empêche l'attraction électromagnétique entre grains de sable ou cendre volcanique et fait rapidement retomber les nuages de particules, sur Titan les grains de sable soulevés par le vent restent en suspension dans l'atmosphère et ne forment par de dunes. En revanche, ils peuvent s'agréger par effet électrostatique et devenir collant et lorsqu'ils sont suffisamment gros et massifs ils tombent sur la surface en formant des dunes de sable. Mais paradoxalement, alors que la force électrostatique agit comme de la colle en fixant les grains de sable qui devraient résister à des vents violents, sur Titan des vents de 5 km/s suffisent pour modeler les dunes.

Apparemment, sur Titan la rhéologie n'obéit pas aux mêmes lois que sur Terre ou plus précisément, l'idée que l'on se fait des forces agissant sur Titan sont différentes de celles qu'on a l'habitude de voir à l'oeuvre sur Terre. C'est un nouveau et passionnant sujet d'étude qui vient enrichir les connaissances des planétologues.

Entre-temps, comme nous l'avons évoqué, Titan fut visité par la sonde spatiale Huygens qui se posa sans encombre à sa surface le 14 janvier 2005. Huygens transmit des données pendant 3h45 dont 90 minutes au sol. C'est cette extraordinaire aventure que nous allons à présent décrire.

Dernier chapitre

La mission Cassini-Huygens

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