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Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France Titan : présentation générale.

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1 Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France Titan : présentation générale

2 Coustenis Athéna Titan et la mission Cassini-Huygens

3 TerreTitan 1 année 1 an terrestre 29.5 années terrestres 1 jour jours Inclinaison orbitale

4 Titan révélée par Voyager en 1980

5 L’atmosphère de Titan

6 Ce qu’on sait de Titan par Voyager 1 :  N2 est le composant majoritaire  CH4 & autres hydrocarbures  H2  nitriles  Peu d’oxygène: H2O, CO, CO2 Intéressant pour la chimie prébiotique : un laboratoire à échelle planétaire pour étudier des phénomènes similaires à ceux prévalant sur la Terre primitive

7  ISO  ISO est un observatoire opérant dans l’infrarouge, durée de 28 mois (November April 1998, durée de 28 mois)   Le diamètre du télescope refroidi par He est de 60 cm.  micron  ISO enregistre dans la région spectrale de micron : avec 4 instruments:  2 spectromètres (SWS et LWS)  SWS:  m  LWS:  m  1 photomètre (ISOPHOT)  PHT-S: & 6-12  m  1 caméra (ISOCAM) en deux modes différents:  Grating mode (R= )  Fabry - Pérot mode (R= ) ISO

8 Découvertes sur Titan par ISO A. Coustenis, A. Salama, B. Schulz, E. Lellouch, Th. Encrenaz, S. Ott, M. Kessler, Th. De Graauw, the ISO Titan Team Vapeur d’eau (Coustenis et al., 1998) Benzène (C 6 H 6 ) (Coustenis et al., 2003) Premier spectre de la surface dans la région à 3 micron (Coustenis et al., 2006) HC 3 N C6H6C6H6

9 Le mystère de la basse atmosphère et de la surface de Titan

10 La basse atmosphère et la surface de Titan •Cycle du méthane •Nuages? •Océan global impossible •Echos radar •Effets de marée •Images & spectres  Lacs? Montagnes? Glaces?  Exploration dans l’IR proche Coustenis Athéna

11 Observations depuis la Terre (CFHT, UKIRT, IRTF, Keck, VLT, etc), et depuis l’espace (HST, ISO) du spectra UV et IR-proche de Titan. 5  m Spectre dans l’IR lointain de Titan comme observé par Voyager, ISO et Cassini. (et même depuis le sol par Gillett en 1973). 7 -> 50  m

12 Spectroscopie de Titan depuis la Terre

13 Spectre de Titan en UV et dans l’IR proche McKay et al. 2001

14 Courbe de lumière de Titan • Date: 1993/08/05 LCM: 253º (GWE) Coverage: 1 to 2.5  m Spectral resolution: 25 cm -1 Geoc. distance: 8.81 UA CH 4 windows: 1.08, 1.28, 1.58, 2.0  m • Date: 1995/08/17 LCM: 67º (GEE) Coverage: 1 to 2.5  m Spectral resolution: 25 cm -1 Geoc. distance: 8.66 UA CH 4 windows: 1.08, 1.28, 1.58, 2.0  m GEE (1995) GWE (1993)

15 Griffith et al., 2003 leading trailing ISO Griffith et al., 1998

16 ISO- PHT Titan de 2.5 à 5 micron

17  Les données

18  Fit au données ISO/SWS et Keck II Haze profileCH 4 abundanceSurface albedo Coustenis et al. (2006)

19  On compare avec les candidats possibles Côté brillant Côté sombre H2OH2O tholins CO 2 CH 4 H2OH2O tholins CH 4 CO 2

20 Portraits de Titan

21 Optique adaptative  Analyseur du front d’onde  Système de contrôle  Miroir déformable

22 Systèmes d’optique adaptative NAOMI / OASIS  4.2-m WHT (Canaries)  bandpass 0,8- 1µm  CCD 2048x2048  0.09 ”/pixel NAOS/CONICA • 8-m VLT/UT4 (Chile) • bandpass 0,9 - 5µm • CCD 1024x1024 • ”/pixel PU’EO /KIR •3,6-m CFHT (Hawaii) •bandpass 0,7 - 2,5µm •CCD 1024x1024 • ”/pixel

23 Images de Titan par le HST HST 1994 Smith et al. (1996) HST Meier et al. (2000)

24 Observations de Titan avec AO InstrumentDate Seeing at best GEEPhase NAOS 20,25,26 Nov April ” 0.7 ” +0, +5d -3d+3.1°-1° PUEO 27th Oct " +0d-0,509° 7th-8th Mar " +0, +1d -5,8° 5th Dec " +1d-0,248° Nov " +9,+10 d +3.8° Nov " -0.5, +0.5 d +3.1° 5-7 Jan d -0.6° Jan d +0.2 OASIS 17 Nov " +0d+0.323°

25 Comment les filtres s’associent aux altitudes Limites de diffraction:  PU’EONAOS 1.28  0.08”0.033” 1.64  0.10”0.042” 2.12  0.12”0.055” 20 pixels au mieux sur le dimaètre de Titan 1.04>42 km 1.09>20 km 1.18>80 km 1.21>50 km 1.24>35 km 1.60>35 km 1.64>80 km 1.75>95 km 2.12>20 ou 40 km 2.15>50 km 2.17>90 km 2.20>90 km 2.26>130 km z ,2.15, , , ,1.24, ,1.29,1.57,

26 ADONIS (ESO) PUEO (CFHT) 1998 Titan par optique adaptative Combes et al., 1987; Coustenis et al., 2001

27 Titan’s smile Morning fog ? Titan’s surface Smile inversion? Morning fog ? Titan’s surface Les différents visages de Titan PUEO: images prises en 1998 à 1.29 (J1) et 1.18 (J2)  m (Coustenis et al., 2001). PUEO: image prise en 2001 à µm (Fe II) (Coustenis et al., 2003).

28 Nouveaux visages de Titan avec de plus grands télescopes Images de Titan par le Keck Roe et al., & Brown & al. (2002) ESO/Very Large Telescope NAOS système d’optique adaptative Gendron et al. (2004, A&A)

29 L’atmosphère: asymétries vortex un monde dans une évolution turbulente

30 FeII 1.644µ H2(1-0) 2.122µ Br  2.166µ J µ J µ H µ H µ 20/11/ h30 UT 83° LCM Example of data: Titan at GEE Surface XSmile SInversion ISouth Feature O XXX O S? S I I?I I Phase P P P P Part IIPart IIIPart I PUEO

31 Titan en Jan05: VLT/NACO Surface X Saisons S Inversion I Motif au Sud O Phase P 16/01/ h58 UT 192° LCM NACO O? X X S? III Brume matinale P

32 Evolution de l’asymétrie Nord-Sud N N NN N N ? ?? ? SS L’inversion se propage vers le bas avec le temps Altitude Time Hirtzig et al. 2006

33 Evolution de l’asymétrie E-W Profils W-E profiles en fonction de l’angle de phase solaire  –3,68 phase W  +5,80 phase E  +0,51 phase W  +0,29 phase W Dans les cas de faible phase on détecte l’effet de brume  +0,25 phase W  +0, 91 phase W Hirtzig et al. 2006

34 Evolution of the EWA Hirtzig et al. (2006) Regular W phase 7 firm detections of the « Morning Fog » effect Regular E phase

35

36 Trajectoire: confinée en deçà du 80°, erratique Rotation: PROGRADE 800 km Vitesse = 3m/s Altitude entre 20 et 80 km Taille : 0.09 x 0.05 arcsec (+/- 0.01) Hirtzig et al. 2006

37 Cartes d’albédo de la surface de Titan 1.28 micron Face avantFace arrière Coustenis et al. 2005

38 Titan with NACO in LCM 2  m The “Australia-like” southern continent near 45°S is 60% brighter than the surrounding areas as shown in the profiles. Coustenis et al. 2005

39 Nature de la surface par des contrastes 1.08µ1.28µ1.6µ2.0µ Wavelength Bright/Dark LCM ~ 90° (Coustenis et al Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures Coustenis et al. 2005

40 2.0  m 1.6  m1.3  m2.75  m ??√

41 1.08µ1.28µ1.6µ2.0µ Wavelength Bright/Dark LCM ~ 90° (Coustenis et al Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures Nature de la surface par les contrastes 1.08µ1.28µ1.6µ2.0µ Longueur d’Onde Bright albedo Dark albedo CH4/C2H6 ice H2O ice Tholins Hydrocarbons / Bitumens Surface candidates 1.08µ1.28µ1.6µ2.0µ Wavelength Bright albedo Dark albedo Bright = C2H6 ice + Tholins Dark = H2O ice + liq. hydrocarbons Possibility OK

42 Dernières images de la surface avant Cassini-Huygens

43 OASIS Spectro-imaging: Le disque de Titan est résolu Hirtzig et al. (2005, PSS) Spectro-imagerie de Titan par OASIS

44 L’albédo géométrique à 0.94 micron. Centre (C) en noir Centre (C) en noir, Nord (N) en bleu, Sud (S)en rouge, Ouest (W) en vert et Est (E) en jaune. N>S S>N

45 L’albédo de surface

46 Carte de Titan par OA avec le VLT/NACO X “Ce qui est brillant le reste” : les régions brillantes pourraient être des glaces d ’ hydrocarbures, les sombres de la glace d’eau et des organiques (solides ou liquides).

47 1.28 µm1.60 µm Colour changes wrt wavelength on Xanadu Cartography of Titan’s surface Coustenis et al. (2005)

48 Ce qui est brillant le reste Quelques changements de forme: changements de couleurs? 0.94 µm; with Cassini/ISS (TL C. Porco) Cartes de la surface de Titan 1.28 µm 1.60 µm 2.00 µm Cartes similaires à toutes longueurs d’onde


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