Titan, 10 mois après l’atterrissage réussi de la sonde Huygens
1er novembre 2005
Le 30 novembre 2005, la revue Nature met en ligne un numéro spécial consacré aux résultats de la sonde européenne Huygens qui s’est posée sur Titan le 14 janvier 2005. Huygens fait partie de la mission Cassini/Huygens, coopération entre l’ESA et la NASA. Les premières analyses des données recueillies apportent quantité d’informations uniques sur la surface et l’atmosphère de Titan, nous révélant un monde complexe et fascinant. L’observatoire de Paris est très impliqué dans la mission, avec des chercheurs collaborant à quatre des six instruments de la sonde et un « Interdisciplinary Scientist ».
Figure 1 : Panorama de la surface composé d’images enregistrées par Huygens/DISR entre 17 et 8 km d’altitude. Des chenaux étroits entaillent un plateau plus clair et se déversent dans une plaine sombre en contrebas, peut-être constituée de lacs asséchés. La topographie ressemble à celle d’un désert terrestre avec des traces d’écoulements passés. Le site d’atterrissage est quasiment au centre de cette image. Cliquer sur l’image pour l’agrandir
Figure 2 : Réflectivité de la surface mesurée sur le site d’atterrissage avec la lampe de DISR allumée (courbe rouge). La partie visible du spectre ressemble à celle de tholins produits en laboratoire et analogues des particules photochimiques de Titan (courbes noires). La glace d’eau est vraisemblablement responsable de l’absorption à 1500-1600 nm. La décroissance de la réflectivité avec la longueur d’onde au-delà de 830 nm est due à un matériau non identifié. Cliquer sur l’image pour l’agrandir titan-fig2.gif
Figure 3 : Spectrogramme enregistré par les GCMS à la surface de Titan. Le signal est porté en fonction du rapport masse m sur charge z du constituant considéré. Le GCMS ionise le constituent, une fois, deux fois, etc. ; (ou éventuellement le fractionne). Par exemple, N2, ionisé une fois, est à 28. Ionisé 2 fois, il est à 14. Cliquer sur l’image pour l’agrandir
Une mesure remarquable est celle de la variation avec l’altitude, en dessous de 140 km d’altitude, du rapport de mélange du méthane par rapport à l’azote. Constant dans la stratosphère de Titan, ce rapport de mélange commence à croître dans la troposphère en dessous de 32 km d’altitude jusqu’à 8 km, ou il devient constant jusqu’à la surface. Ce comportement suggère que le méthane est saturé à 8 km, altitude ou il pourrait se condenser et former de la brume. Un phénomène remarquable a été observé à la surface. Deux minutes après l’impact, le rapport de mélange du méthane s’est accru brusquement de 40% (Figure 4). Ceci est corrélé avec l’augmentation de la température de l’entrée du GCMS (inlet) dont le rayonnement chauffe la surface (initialement à -179°C) qui de ce fait dégaze. La température de l’inlet monte jusqu’à 85°C. D’autres espèces ont dégazé (Figure 4) : l’éthane, le dioxyde de carbone, et très probablement d’autres hydrocarbures incluant le benzène. Ce pourrait être l’indice de la présence à la surface de composés organiques beaucoup plus complexes, responsables de la couleur du matériau sombre observé par DISR.
Figure 4 : En haut : Emission à la surface de N2 (courbe supérieure ) et de CH4 (courbe inférieure), en fonction du temps, en secondes. Le moment de l’impact est indiqué par la ligne verticale. En bas : Température de l’entrée (inlet) du GCMS en fonction du temps Cliquer sur l’image pour l’agrandir titan-fig4.gif
Figure 5 : On a obtenu les profils de température, de pression et de densité à partir de l’altitude de 1500 kilomètres jusqu’à la surface du satellite. Dans la haute atmosphère, la densité et la température sont plus élevées que prévu. Plusieurs couches d’inversion de la température témoignent une stratification forte et une remarquable variabilité temporelle de l’atmosphère. Dans la basse stratosphère et dans la troposphère les mesures confirment le comportement décrit par les modèles existants basés sur les mesures faites il y a plus de vingt ans par Voyager 1. Cliquer sur l’image pour l’agrandir
Figure 6 : Pendant la descente (à partir d’une altitude de 150 kilomètres) ont été détectées des charges électriques positives et négatives : ces mesures ont été employées pour dériver le profil de conductivité électrique et pour sonder pour la première fois la couche ionosphérique inférieure induite par les rayons cosmiques. Un pic de conductivité a été trouvé à environ 60 kilomètres, même si les valeurs sont très inférieures à celles de la conductivité de l’atmosphère Terrestre. Cliquer sur l’image pour l’agrandir titan-fig6.jpg
Figure 7 : Les accéléromètres de bord ont enregistré l’impact de la sonde Huygens avec la surface de Titan, donnant quelques indications sur la nature du sol : la sonde a atterri sur une surface solide, qui a des propriétés semblables à celle du sable humide. Les senseurs de température et de pression ont continué à mesurer les conditions météorologiques pendant presque une demi-heure après l’impact, indiquant une température constante de -180°C et une pression stable de 1,47 atmosphères. Cliquer sur l’image pour l’agrandir
Huygens nous a révélé un monde façonné par des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre, mais avec des acteurs chimiques complètement différents. Ces observations nous apportent des clés pour comprendre l’origine et l’évolution de Titan mais plusieurs questions importantes restent posées. La sonde Cassini, actuellement en orbite autour de Saturne, poursuit l’exploration de Titan et va compléter à plus grande échelle les données recueillies par la sonde Huygens.
Références Tomasko et al. 2005 : Rain, winds and haze during the Huygens probe’s descent to Titan’s surface. Niemann et al. 2005 : The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe. Fulchignoni et al. 2005 : In situ measurements of the physical characteristics of Titan’s environment. Nature (publications en ligne le 30 novembre, sur papier le 8 décembre)
Contact DISR : Bruno Bézard (Observatoire de Paris, LESIA) HASI & SSP Marcello Fulchignoni (Observatoire de Paris, LESIA) GCMS Daniel Gautier (Observatoire de Paris, LESIA)
Dernière modification le 22 février 2013