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Titan et la mission Cassini-Huygens

Largage de la sonde Hygens par Cassini. Document ESA.

La mission Cassini-Huygens (III)

Les étonnantes caractéristiques du système de Saturne et les indices prébiotiques qui planent au-dessus de Titan ont convaincu les administrateurs de la NASA et de l’ESA de lancer une 4e sonde vers Saturne et Titan : Cassini-Huygens. Seul impératif, éviter que la fusée n’explose au décollage car celle-ci était alimentée par une pile au plutonium. Heureusement, la fusée fut lancée avec succès en octobre 1997.

Après avoir photographié plusieurs satellites et survolé les anneaux, pendant que la sonde Cassini poursuivait sa mission, le 14 janvier 2005 Huygens s’en alla visiter Titan et transmit des données durant les 2h30 que dura sa descente. La sonde plongea dans l'atmosphère de Titan au large du plus grand "continent", Xanadu, par 18.1°N et 208.7° de longitude. Huygens était prévue pour flotter car on ignorait si elle allait tomber sur un sol dur et gelé, ou, ce qui aurait été extraordinaire, dans un lac de méthane.

Huygens révéla un paysage accidenté, des plaines et des gorges ainsi que ce qui ressemble à un rivage asséché ou une plaine comme nous allons le découvrir.

La descente et le déploiement des instruments

Antenne, micro et instruments de mesure fins prêts pour leur mission, telle une soucoupe volante brillant d'un bel éclat doré, la sonde Huygens pesant 319 kg et mesurant 2.7 m de diamètre plongea dans l'atmosphère dense de Titan au large du grand "continent" Xanadu, par 18.1°N et 208.7° de longitude le 14 janvier 2005 à 10h40 TU à une vitesse hypersonique de 6 km/s soit 21600 km/h.

A cette vitesse, si la sonde n'était pas protégée par une coiffe de protection très résistante (aeroshell), elle serait détruite en quelques minutes par la friction atmosphérique. Afin de protéger la sonde et sachant que la partie frontale du bouclier (FRSS) allait subir une chaleur dix fois plus élevée que la partie arrière, elle fut couverte de tuiles spéciales qui devaient progressivement disparaître par ablasion (friction) au cours des premières minutes de la rentrée atmosphérique, emportant avec elles l'excès de chaleur (voir la première animation présentée ci-dessous).

Elles furent fabriquées à base d'une résine de phénol appelée "AQ60" renforcée par de la fibre de verre et collées sur le bouclier en plastique renforcé de carbone (CFRP) avec un adhésif CAF/730. Du Prosial, une matière faite de billes de verre creuses en suspension dans un élastomère de silicium, fut également projeté sur la face arrière de la structure frontale en aluminium. Ainsi protégée, Huygens était capable de supporter un flux thermique jusqu'à 1.4 MW/m2.

Le boucler arrière (supérieur) de la sonde subissant moins les effets de la friction et ne jouant pas un grand rôle aérothermodynamique, les ingénieurs lui donnèrent simplement une forme conique formée autour d'une structure rigide en aluminium qui fut protégée par de multiples couches de matériau isolant dont 5 kg de Prosial.

Dès l'instant où la sonde pénétra dans l'atmosphère, elle disposait entre 4 et 7 heures d'autonomie. Graduellement, le bouclier thermique subit les effets de la friction atmosphérique et rougeoya jusqu'à l'incandescence, perdant progressivement ses tuiles protectrices. Tout se déroula de manière nominale, conformément au planning.

A gauche, l'une des premières maquettes de la coiffe de protection d'Huygens réalisée en 1983. Au centre et à droite, l'assemblage des différents éléments de la sonde Huygens en prévision de la rentrée dans l'atmosphère dense de Titan. Notez les tuiles sur la coiffe de protection avant (inférieure) qui disparaîtront sous la friction au cours des premières minutes de la descente. Documents ESA et NASA/ARC.

Entre 350 et 220 km d'altitude, Huygens subit la plus forte décélération passant de 6 km/s à Mach 1.5 (497 m/s ou 1791 km/h) en moins de deux minutes. En réalité cette valeur est donnée par référence à la Terre. Or, nous sommes sur Titan où la vitesse du son par -200°C est 3 m/s plus élevée que sur Terre à la même température (174 m/s au lieu de 171 m/s). 497 m/s correspondent alors à Mach 2.8. Utilisez cette calculette pour en savoir plus.

Arrivée à cette vitesse, la sonde ne subit plus la chaleur intense et les turbulences dégagées par la friction atmosphérique. La suite du vol pouvait s'effectuer dans de bien meilleures conditions.

Simulations du vol de la sonde Huygens. L'instant d'entrée dans l'atmosphère de Titan, une vue éclatée avant l'ablation de ses tuiles et les effets de la friction aérothermodynamique sur son bouclier. Documents ESA et T.Lombry.

Vers 160 km d'altitude un premier parachute de 3 m de diamètre se déploya pour libérer la partie supérieure de la coiffe protégeant la sonde. Elle se dégagea totalement au bout de 42 secondes, vers 145 km d'altitude. Allégée de 79 kg, Huygens continua alors sa chute à une vitesse de 95 m/s (342 km/h). Le sous-système de contrôle de descente (DCSS) s'est alors enclenché pour stabiliser cette dernière phase de vol, la plus critique et la plus délicate. Vers 125 km d'altitude et 15 minutes après la rentrée atmosphérique, alors de la sonde présentait encore une vitesse de 35 m/s (126 km/h), le parachute principal de 8.30 m de diamètre se déploya afin de freiner la chute de la sonde et permettre la libération du bouclier protecteur frontal quelques dizaines de kilomètres plus bas. Celui-ci se libéra à une vitesse subsonique de Mach 0.6. Trente secondes plus tard, afin de s'assurer que le bouclier soit bien loin et ne contamine pas les instruments, les bras supportant le pyroliseur et le spectromètre furent déployés.

Le parachute a ensuite extrait en douceur le module de descente (DM) de sa coiffe avant. 15 minutes plus tard, le grand parachute fut libéré et un plus petit de 3.03 m fabriqué en Nylon avec des fils de Kevlar amortit la chute d'Huygens. Vous trouverez ci-dessous des animations simulant ces événements.

Le 14 janvier 2005, la sonde Huygens se posa sur la surface solide de Titan. Un succès sans précédent qui couronna 25 ans de collaboration entre l'ESA et la NASA. Le projet impliqua 250 scientifiques et 3 générations de chercheurs. Le projet qui débuta en 1980 s'achèvera en 2008. Documents ESA/CICLOPS.

Durant la descente, un micro (ACU) attaché à la paroi extérieure de la sonde Huygens enregistra le bruit du vent et des phénomènes annexes, comme le passage des nuages.

Huygens se posa sur la surface de Titan à une vitesse de 4.5 m/s sans subir de dommages. La sonde fonctionna durant 90 minutes par -179.35°C, plus longtemps qu'on l'espérait. En fait, les astronomes étaient déjà satisfaits si Huygens fonctionnait au moins 3 minutes... Ils furent comblés !

Que nous a révélé l'atmosphère ? Sa couleur orange provient des hydrocarbures et des nitriles omniprésents. Le pyroliseur nous en dira plus d'ici quelques mois sur la composition exacte des aérosols.

Selon les données du spectromètre de masse, la stratosphère contient un mélange homogène d'azote et de méthane. La température ambiante était de -202.6°C. La concentration du méthane augmenta régulièrement de la troposphère jusqu'à la surface. Huygens découvrit une couche de nuages de méthane épaisse de 18 à 20 km ainsi que des brouillards d'éthane ou de méthane près de la surface. Des échantillons d'aérosols ont été collectés entre 125 et 20 km d'altitude et furent ensuite analysés.

En route vers Titan

Trois simulations illustrant la mission d'Huygens. De gauche à droite, le lancement de la sonde Cassini-Huygens depuis l'orbite terrestre et arrivée dans le système de Saturne (MOV de 6.5 MB). Au centre, larguage de la sonde Huygens par Cassini (MPEG de 1.4 MB). A droite, arrivée d'Huygens sur le sol de Titan (MPEG de 1 MB). Documents JPL.

En plus de son système de communication en tout points similaire à celui de Cassini, Huygens était équipé de six instruments :

- un collecteur d'aérosol et un pyroliseur (ACP) fabriqués par le CNRS pour analyser les propriétés des aérosols

- Un radiomètre spectral et imageur (DISR) fabriqué par l'Université d'Arizona pour réaliser les images, mesurer le flux thermique et effectuer des mesures spectrophotométriques

- Un instrument Doppler (DWE) fabriqué par l'Université de Bonn pour mesurer les vents locaux

- Un spectromètre de masse et un chromatographe en phase gazeuse (GCMS) fabriqué par la NASA/GSFC pour mesurer la composition chimique des gaz et des aérosols ainsi que les isotopes

- Un instrument atmosphérique (HASI) fabriqué par l'Université Paris-7 et le CNRS pour mesurer les propriétés électriques et la physique de l'atmosphère

- Un laboratoire d'analyse de surface (SSP) fabriqué par l'Open University anglaise pour mesurer la composition et la structure de la surface

Au total, si on ajoute les 10 capteurs installés sur la caméra DISR, Huygens disposait de plus de 30 fonctions spécialisées.

Transmissions des signaux

Du fait que la fenêtre de transmission radio entre la sonde Huygens et Cassini était très étroite, pas plus de 4h30, les premiers paquets d'information furent immédiatement transmis par un canal micro-onde à 34 GHz.

Cassini convertit ces informations en signaux de plus basse fréquence avant de les retransmettre à la Terre grâce à son antenne HGA sous forme de signaux micro-ondes en bande X (8.4 GHz) vers le réseau DSN et en bande S (2.04 GHz) vers le réseau VLBI et le nouveau radiotélescope GBT.

On peut se demander pourquoi les astronomes et les ingénieurs ont-ils besoin d'antennes aussi gigantesques (70 m de diamètre pour Goldstone, VLBI, etc.) pour capturer les émissions des sondes spatiales ?

A gauche, sousl'imposante antenne parabolique du radiotélescope de 70 m de diamètre de Goldstone, pièce maîtresse du réseau DSN de la NASA. Il s'agit de la plus grande antenne orientable dédiée aux télécommunications spatiales. A droite, la salle de contrôle du système de corrélation JIVE aux Pays-Bas. Les données recueillies par chaque radiotélescope sont stockées sur les bandes situées à l'arrière-plan puis archivées sur des cassettes numériques. L'ordinateur dispose d'une puissance CPU égale à 16 TFlops. Documents UCLA et Institut JIVE.

Ainsi que nous l'expliquerons dans l'article consacré aux communications spatiales avec Mars, tout tient à la distance, la fréquence et la puissance auxquelles travaillent les sondes spatiales. Et dans ce cas-ci, nous sommes pratiquement à la limite de la sensibilité de ces grandes oreilles tournées vers l'espace. En effet, à ces fréquences micro-ondes, la puissance des signaux émis ne dépasse pas 10 à 13 W selon la température.

Quand on sait que la difficulté d'une communication spatiale avec la Terre augmente proportionnellement avec le carré de la distance, à 8 GHz et malgré l'utilisation d'amplificateurs à faible bruit et d'une antenne de grand diamètre, le signal reçu à 1.2 milliard de kilomètres sur Terre devient 1026 fois plus faible, sans parler du bruit électronique et de la dispersion du signal (rayon de Fresnel > 200 km à mi-distance) qui s'ajoutent à la difficulté.

En bref, le signal s'affaiblit d'environ 292 dB (3 dB représente un rapport de puissance de 2) et se mesure en fraction de femtowatts ! Autant dire en caricaturant que dans les hauts-parleurs du DSN, le signal se différencie à peine du bruit de fond. Et la situation est pareille à 2 GHz où les antennes sont moins performantes.

C'est la raison pour laquelle la NASA a dû développer un réseau de télécommunications extrêment performant. Sachant que plus l'antenne est grande plus elle est sensible (et plus le gain est important), il n'est donc pas étonnant qu'ils utilisent des antennes paraboliques de 34 et 70 mètres de diamètre !

De grandes antennes pour compenser les pertes

Tout comme en radioastronomie, pour les communications spatiales les ingénieurs estiment qu'un niveau de bruit de -215 dBW/Hz vers 10 GHz est acceptable pour les grandes oreilles du réseau DSN.

Sachant qu'à la distance de Saturne le signal était émis avec une puissance maximale de 13 dBW, le gain de l'antenne HGA d'émission de 48 dB, le gain de l'antenne DSS 14 de 74 dB et la perte de signal de -292 dB, la puissance du signal reçu sur Terre était de -157 dB soit 2x10-16 W...

Pour une bande passante de 100 kHz et un signal de -157 dB (-157 dBW) à la réception, le rapport signal/bruit vaut 8 dB. Cela signifie que le DSN peut théoriquement capter ce signal sans utiliser de protocoles de correction d'erreurs, de système DSP ni aucun mode digital BPSK ou similaire (bien qu'il le fasse). Dans de telles conditions, la vitesse des transmissions est relativement rapide, jusqu'à 21 KB/s (166 kbit/s). Ce sont les valeurs qui furent utilisées par la sonde spatiale Cassini-Huygens.

Calcul de la perte d'un signal

(en espace libre)

PdB = 92.4 + 20 Log (FGHz x dkm)

Exemple. A 1.2 milliard de km de distance, un signal émis en bande X à 8.4 GHz perd 292 dB, un rapport de puissance >1026.

Calcul du gain d'antenne

(antenne parabolique d'émission)

GdB = 18 + 20 Log (FGHz x dm)

Exemple. Sur 8.4 GHz, une antenne parabolique HGA de 2.5 m de diamètre présente un gain à l'émission de 44 dB, un rapport de puissance >2x104.

Selon les essais préliminaires réalisés à l'Institut JIVE (Joint Institute for VLBI in Europe) situé aux Pays-Bas, à la distance de Titan, il aurait été impossible de recevoir directement les signaux de la sonde Huygens compte tenu de ses moyens d'émission limités. Cela équivaudrait à recevoir à 1.2 milliard de km un signal microonde émis avec une puissance de 3.7 W (porteuse) dans une antenne offrant un gain de 3 dBi dans un cône de 120° !

Dans ces conditions, la densité de puissance reçue sur Terre atteint 5x10-25 W/m2, soit plus de 25 ordres de grandeur en dessous de la puissance des signaux reçus par votre poste de radio ou encore un milliard de fois plus faible que le signal de la sonde Cassini reçu par le DSN.

Déjà sur Terre, il s'agit de conditions limites tout justes bonnes pour établir des communications locales. Même en intégrant durant 1 seconde dans une bande passante de 1 Hz, le GBT de Green Bank a obtenu un rapport signal/bruit de 5 dB. Même après traitement numérique, aucune donnée ne peut être extraite d'un si faible signal. Sachant que le débit des transmissions était d'environ 10 KB/sec, pour une résolution de 1 Hz, il aurait fallut obtenir un rapport signal/bruit d'au moins 40 dB et l'injecter ensuite dans un logiciel de traitement de signal (DSP) pour extraire l'information.

La seule méthode consista donc à utiliser un réseau de radiotélescopes (et des corrélateurs pour sommer leurs signaux) pour augmenter la résolution angulaire afin de pouvoir suivre le signal de la sonde et la localiser avec précision à la distance de Saturne.

Ecoutez le son de Titan

De gauche à droite, le son de Titan enregistré par le micro (ACU) durant la descente de la sonde Huygens le 14 janvier 2005. Il s'agit des bruits acoustiques du vent (MP3 de 444 KB); le son de l'altimètre radar durant la descente. Cela commence par un bruit blanc jusqu'à ce que l'altimètre détecte la surface et se "lock" (àpd 00:26, MP3 de 442 KB); le son durant l'atterrissage de la sonde et juste après où les bruits disparaissent (MP3 de 728 KB); et le bruit du vent à la surface de Titan (MP3 de 253 KB). Vous trouverez d'autres enregistrements sonores sur cette page. Documents ESA/HASI-PWA Team (instrument et données) et The Planetary Society (traitement).

Conformément aux attentes, grâce à un réseau VLBI de 18 radiotélescopes distribués tout autour du monde, le GBT détecta le signal BPSK (un mode digital dérivé du PSK31) de la sonde Huygens pendant qu'elle descendait dans l'atmosphère de Titan. La résolution spectrale de 312 mHz a permis d'obtenir une représentation tridimensionnelle de la trajectoire d'Huygens avec une précision de 1 km sur site et de mesurer la force et la direction des vents avec une précision d'environ 1 m/s.

Mais la fenêtre radio accordée à Cassini était très étroite. Quelques heures plus tard, alors qu'Huygens s'était déjà posée sur le sol et continuait à transmettre ses données, Cassini passa sous l'horizon d'Huygens et la communication fut interrompue définitivement. Huygens continua malgré tout à transmettre jusqu'à ce qu'elle tombe à court d'énergie. Cassini reçu le signal d'Huygens durant 1h 12m.

La distance à parcourir jusqu'à la Terre était tellement grande que le réseau DSN ne reçut les signaux que 67 minutes après leur émission. La transmission de Cassini dura 3h 44m comprenant quelque 350 images et représenta 474 MB de données. Pourquoi cette différence de durée ? Simplement parce que les transmissions ont été assurées plus rapidement entre Huygens et Cassini. Il en fut de même pour les transmissions entre le JPL et l'ESOC.

Les scientifiques eurent ainsi le temps de rassembler suffisamment d'informations pour avoir une idée assez précise de la chimie et de la physique de Titan.

Interprétation des résultats

Ce n'est pas un paysage couvert de cratères d'impacts, avec quelques crêtes et des collines que les astronomes ont découvert. C'est un endroit actif, vivant, en ce sens qu'il interagit avec l'atmosphère comme le fait la Terre ainsi que Mars dans une moindre mesure. Mais cela se produit dans un environnement complètement différent du nôtre, où il n'y a pas d'eau ni de pluie tombant des nuages pour activer les processus. On assiste ici à des processus cryogéniques faisant intervenir essentiellement des gaz liquides et froids, et ça fonctionne !

Illustration de l'aspect de la sonde Huygens sur le sol de Titan. Documents NASA et ESA.

Selon le planétologue John Zarnecki, alors chargé par l'ESA des expériences à la surface de Titan et aujourd'hui président de la Royal Astronomical Society (RAS), le spectromètre GCMS d'Huygens indiqua que des éléments présents s'évaporaient encore du sol et produisaient une grande quantité de méthane.

Selon les données transmises par le laboratoire d'analyse de surface (SSP), Huygens s'enfonça de 15 cm dans un sol mou ressemblant à du sable compact ou de la terre glaise sous laquelle se trouve une couche d'une consistance relativement uniforme. Le site est situé à quelques kilomètres semble-t-il d'un "rivage" sombre dont on ignore la composition. A priori il s'agirait d'une surface sèche comme en témoigne les ombres portées par les rochers éparpillés sur la surface.

Cela n'infirme pas l'hypothèse qu'il puisse s'agir d'un lac gelé. Sur Terre, les photographies prises autour des pôles révèlent des zones sombres bordant des reliefs clairs. Il s'agit de zones où l'eau a récemment été gelée. Un phénomène similaire peut être observé sur Titan. Par des températures inférieures à -183°C, ces zones sombres pourraient représenter des lacs de méthane ou d'éthane gelés.

Il est exclu toutefois que Huygens ait atterrit sur une surface liquide. D'après les photographies de la surface, Huygens serait tombée dans un lit asséché, ni mouillé ni même humide situé en bordure des grandes plaines sombres.

A voir : Huygens Descent Onto Saturn Moon Titan, U.Az, 2005

 Huygens: Titan Descent Movie - Huygens Descent Imager

Reconstructions vidéos à partir des données du DISR transmises en 2005

Les premières images brutes de la surface de Titan transmises par la sonde Huygens le 14 janvier 2005 parmi les quelque 350 reçues par l'ESA. A gauche, une image prise à 16.2 km d'altitude. La résolution atteint 40 mètres. On distingue des canaux de drainage vraisemblablement asséchés conduisant à un rivage tout aussi sec. Au centre, une image générale de la surface prise à 8 km d'altitude au-dessus du site d'atterrissage. La résolution est de 20 mètres. On distingue un ancien rivage et les lignes de démarcations entre les reliefs couverts de glace (il fait -179°C) et les plaines. Notons que ce rivage n'est en rien une mer faite d'eau ou de méthane et consiste en une plaine sèche relativement sombre. Voici une autre vue révélant les étendues sombres et les chaînes de montagnes. A droite, une image prise au sol par la caméra DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer) montrant un paysage désertique mais jonché de blocs de 5 à 15 cm localement recouverts de glace. Leurs formes arrondies suggèrent qu'il s'agit soit de blocs de glace soit de rochers ayant roulé ou qui ont été recouvert par un liquide. Cliquer ici pour lancer une animation montrant le déplacement des ombres (GIF de 40 KB). Documents NASA et ESA/JPL.

Au sol, la lumière ambiante est très pâle et son intensité vaut environ 0.1 % d'une journée ensoleillée terrestre, soit environ 7 magnitudes plus faibles, autant que l'éclat du Soleil vu de Pluton. Le paysage baigne dans une clarté qui ressemble à celle d'un Soleil couchant terrestre. Toutefois, cette intensité dépend de la longueur d'onde. Dans les bandes d'absorption du méthane par exemple (dans la haute atmosphère) l'intensité est presque nulle.

Les photographies montrent des terrains clairs accidentés, des plaines sombres desquelles "émergent" des rochers isolés de plusieurs dizaines de mètres de hauteur. On aperçoit également de petits cratères et des cratelets ainsi que des chenaux qui ont vraisemblablement transporté dans le passé des fluides déversés par les gorges. Selon Martin Tomasko aujourd'hui professeur émérite de l'Université d'Arizona, les zones claires évoquent également des zones qui ont été ou qui sont inondées actuellement. Certaines ressemblent beaucoup à certaines vallées terrestres asséchées.

Concernant les roches jonchées sur la surface, selon Tomasko et les scientifiques de l'ESA, certaines roches ressemblent à des blocs de glace et mesurent jusqu'à 15 cm de longueur. Il ne peut pas s'agir de glace de méthane car elle coulerait dans du méthane. Leurs formes arrondies et le paysage suggèrent qu'ils ont été roulés dans un liquide indéterminé, une rivière qui les aurait fragmenté et arrondi leurs angles. Pour le géologue Larry Soderblom de l'USGS, ces blocs sont en tous points similaires à nos galets ! Les blocs situés à l'avant-plan semblent partiellement couverts de glace (neige de méthane, etc) et porte des ombres sur le sol.

A gauche, une séquence du paysage qui s'offrit à la sonde Huygens lors de sa descente vers la surface de Titan. A sa droite, agrandissement des images précédentes après correction, compositage et mise en perspective afin de faire ressortir certains détails de la surface de Titan. A droite ducentre, gros plan sur les canaux de drainage. A droite, un traitement de l'image fait ressortir les détails et les différents dépôts. Documents NASA, ESA/JPL et T.Lombry.

Les images les plus étonnantes et qui furent à l'origine de nombreux articles dans les revues scientifiques dont "Nature" et "Icarus" à partir de mars 2005, sont celles révélant ce rivage énigmatique asséché, ainsi que celles montrant des blocs glacés et des galets sur lesquels se penchent actuellement les planétologues avec toute l'excitation qu'on imagine.

L'une des grandes questions en suspens est de savoir si ce milieu permet la formation de molécules abiotiques et serait susceptible de réunir les conditions propices à la vie. Pour cela, il faudrait s'assurer que les zones liquides peuvent jouer le rôle de solvant comme l'eau sur Terre et que les substances organiques peuvent s'y former. Les astrobiologistes dont Chris McKay de la NASA étudient actuellement ces questions en simulant en laboratoire les conditions régnant sur Titan.

Aujourd'hui, la mission Huygens est terminée, la petite sonde ayant épuisé l'énergie de sa pile à combustible. Mais il reste encore des centaines d'autres images et des mégabytes de données instrumentales à analyser et à interpréter.

A voir : NASA - Mysterious Titan

Le lac Ontario sur Titan est liquide (sur le blog, 2009)

Les dernières images de Titan

La surface de Titan colorisée par l'auteur sur base des document de l'ESA/JPL/U.Az. Notez les cratères sur l'image de droite, confirmant que la surface est bien solide.

C'est ainsi que le 9 juin 2005, Bonnie Burratti de l'équipe scientifique de Cassini analysa les images infrarouges transmises par la sonde et mit en évidence ce qui ressemble à un volcan. Il repose sur une base d'environ 25 km de diamètre. Cette découverte renforce l'idée que Titan ressemble de plus en plus à n'importe quel astre actif et présente des propriétés proches de celles de la Terre. Son épaisse atmosphère notamment semble réapprovisionnée en énergie et en matière par l'activité volcanique, un phénomène identique à celui qui se produit sur Terre, sur Io (Jupiter), Encélade (Saturne) et Triton (Neptune).

Pour plus d'informations

Sources officielles

European Space Agency (ESA)

Cassini-Huygens mission (JPL)

CICLOPS: Cassini Imaging

JPL PhotoJournal

Cassini-Huygens mission (NASA)

Articles

Astrobiology Magazine

The Depth, Composition, and Sea State of Titan's Mare, Alexander Hayes et al., JPL, 2014.

The Huygens mission to Titan: Overview and Status (planning et performances attendues, 2003, PDF de l'ESA/JPL-Caltech).

The Planetary Society (images, sons et présentations audio)

Anthony Liekens pages (images corrigées par des amateurs)

La découverte des anneaux de Saturne, par Dominique Caudron

Modélisation numérique de la dynamique atmosphérique de Saturne (thèse), Mélody Sylvestre, U.Pierre et Marie Curie, 2015

Propriétés physiques des anneaux de Saturne (thèse), Cedric Leyrat, U.Paris-Diderot, 2006

Nanograin Density Outside Saturn’s A ring (PDF), Robert E. Johnson et al., 2004

Cassini's Grand Finale, NASA, YouTube

Cassini, The Grand Final (illustrations), JPL

Labo LISA (études atmosphériques, Paris-12)

Systema Saturnia, par Christiaan Huygens, 1659 (en néerlandais).

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