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

Coustenis Athéna Titan et la mission Cassini-Huygens

Terre Titan 1 année 1 an terrestre 29.5 années terrestres 1 jour 15.94 jours Inclinaison orbitale 23.45 26.7

Titan révélée par Voyager en 1980

L’atmosphère de Titan

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

ISO ISO est un observatoire opérant dans l’infrarouge (November 1995 - April 1998, durée de 28 mois) Le diamètre du télescope refroidi par He est de 60 cm. ISO enregistre dans la région spectrale de 2 - 200 micron avec 4 instruments: 2 spectromètres (SWS et LWS) SWS: 2.5 - 45 m LWS: 45 - 200 m 1 photomètre (ISOPHOT) PHT-S: 2.5-5 & 6-12 m 1 caméra (ISOCAM) en deux modes différents: Grating mode (R=1500 - 3000) Fabry - Pérot mode (R=10000 - 20000)

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 (C6H6) (Coustenis et al., 2003) HC3N C6H6 Premier spectre de la surface dans la région à 3 micron (Coustenis et al., 2006)

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

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

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 mm 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 mm

Spectroscopie de Titan depuis la Terre

Spectre de Titan en UV et dans l’IR proche 1.08 0.83 1.28 0.94 1.6 2.0 McKay et al. 2001

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 CH4 windows: 1.08, 1.28, 1.58, 2.0 m Date: 1995/08/17 LCM: 67º (GEE) Geoc. distance: 8.66 UA GEE (1995) GWE (1993) Courbe de lumière de Titan

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

ISO- PHT Titan de 2.5 à 5 micron

 Les données

 Fit au données ISO/SWS et Keck II Haze profile CH4 abundance Surface albedo Coustenis et al. (2006)

 On compare avec les candidats possibles CH4 CO2 Côté brillant H2O tholins Côté sombre CH4 CO2 H2O tholins

Portraits de Titan

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

Systèmes d’optique adaptative PU’EO /KIR 3,6-m CFHT (Hawaii) bandpass 0,7 - 2,5µm CCD 1024x1024 0.0348 ”/pixel NAOS/CONICA 8-m VLT/UT4 (Chile) bandpass 0,9 - 5µm CCD 1024x1024 0.01325 ”/pixel NAOMI / OASIS 4.2-m WHT (Canaries) bandpass 0,8-1µm CCD 2048x2048 0.09 ”/pixel

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

Observations de Titan avec AO Instrument Date Seeing at best GEE Phase NAOS 20,25,26 Nov 2002 25 April 2004 0.8 ” 0.7 ” +0, +5d -3d +3.1° -1° PUEO 27th Oct 1998 0.35 " +0d -0,509° 7th-8th Mar 2001 0.6 " +0, +1d -5,8° 5th Dec 2001 0.5 " +1d -0,248° 13-14 Nov 2002 0.34 " +9,+10 d +3.8° 20-21 Nov 2002 0.44 " -0.5, +0.5 d 5-7 Jan 2004 0.6 -4 d -0.6° 15-16 Jan 2005 0.4 +4 d +0.2 OASIS 17 Nov 2000 0.9  " +0.323°

Comment les filtres s’associent aux altitudes 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 2.26 1.75,2.15,2.17 1.18,1.64 1.21,2.15 1.04,1.24,1.60 2.12 1.09 1.08,1.29,1.57,2.0 130 90 80 50 40 30 20 Limites de diffraction:l PU’EO NAOS 1.28 m 0.08” 0.033” 1.64 m 0.10” 0.042” 2.12 m 0.12” 0.055” 20 pixels au mieux sur le dimaètre de Titan

Titan par optique adaptative PUEO (CFHT) 1998 ADONIS (ESO) 1994-1995 Combes et al., 1987; Coustenis et al., 2001

Les différents visages de Titan Titan’s smile Titan’s smile Titan’s surface Titan’s surface Morning fog ? Morning fog ? Smile inversion? PUEO: images prises en 1998 à 1.29 (J1) et 1.18 (J2) mm (Coustenis et al., 2001). PUEO: image prise en 2001 à 1.644 µm (Fe II) (Coustenis et al., 2003).

Nouveaux visages de Titan 2001-2002 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)

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

Example of data: Titan at GEE FeII 1.644µ H2(1-0) 2.122µ Brg 2.166µ J1 1.293µ J2 1.181µ H1 1.600µ H2 1.640µ 20/11/2002 13h30 UT 83° LCM I I? P X S? S PUEO O Surface X Smile S Phase P Inversion I South Feature O Part I Part II Part III

X Titan en Jan05: VLT/NACO I P O? S? NACO 16/01/2005 03h58 UT 192° LCM Brume matinale P X O? S? NACO Surface X 16/01/2005 03h58 UT 192° LCM Saisons S Phase P Inversion I Motif au Sud O

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

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

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

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

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

Titan with NACO in 2004 345 LCM 2 mm The “Australia-like” southern continent near 45°S is 60% brighter than the surrounding areas as shown in the profiles. Coustenis et al. 2005

Nature de la surface par des contrastes 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength 1 2 3 Bright/Dark LCM ~ 90° (Coustenis et al. 2004 + Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures Coustenis et al. 2005

2.75 mm 2.0 mm 1.6 mm 1.3 mm ? ? √

Nature de la surface par les contrastes 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Longueur d’Onde Bright albedo Dark albedo CH4/C2H6 ice H2O ice Tholins Hydrocarbons / Bitumens Surface candidates Nature de la surface par les contrastes 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength 1 2 3 Bright/Dark LCM ~ 90° (Coustenis et al. 200 + Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength Bright albedo Dark albedo Bright = C2H6 ice + Tholins Dark = H2O ice + liq. hydrocarbons Possibility OK

Dernières images de la surface avant Cassini-Huygens

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

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

L’albédo de surface

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).

Cartography of Titan’s surface 1.28 µm 1.60 µm Colour changes wrt wavelength on Xanadu Coustenis et al. (2005)

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