Titan. Introduction Depuis que lhomme a voyagé dans lespace, la question de la vie sur une autre planète ou objet céleste sest posée. La découverte de.

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1 Titan

2 Introduction Depuis que lhomme a voyagé dans lespace, la question de la vie sur une autre planète ou objet céleste sest posée. La découverte de Titan par Pionner et les missions Voyager ont mis en évidence certaines ressemblances entre la Terre avant lapparition de la vie et Titan. Se pourrait-il que Titan soit une deuxième Terre? Quelles sont leurs ressemblances? Titan pourrait-elle avoir des organismes vivants?

3 Titan 1.Un peu dhistoire 1.1La découverte de Titan 2.Avant la mission Cassini-Huygens 2.1La mission Pionner 11 2.2La mission Voyager 1 2.3La mission Voyager 2 3.La mission Cassini-Huygens 3.1La sonde Huygens et lorbiteur Cassini 3.2Le voyage 4.Les propriétés de Titan 4.1Généralités 4.2Un champ magnétique 4.3Latmosphère 4.4La surface 4.3Cryovolcanisme et activité tectonique

4 1. Un peu dhistoire 1.1La découverte de Titan Christian Hugyens (1629-1695), scientifique hollandais, observe pour la première fois les anneaux de Saturne et son plus grand satellite Titan en 1655. LItalien Jean-Dominique Cassini (1625-1712) quand à lui découvre les satellites Iapetus, Rhea, Tethys and Dione de Saturne. En 1675, Cassini a découvert que les anneaux de Saturne sont séparés en deux parties par un espace vide. Cet espace s'appelle maintenant la Division de Cassini.

5 2. Avant la mission Cassini-Huygens 2.1 La mission Pioneer 11 -Pioneer 11 est la première sonde envoyée pour étudier Titan. -Départ: 5 avril 1973 -Départ: 5 avril 1973 - Arrivée à proximité de Titan: 3 sept. 1979 -On ne voit pas la surface Titan a une atmosphère - Pas dimagerie numérique à cette époque qualité de limage limitée. 1 ère image montrant des zones plus sombres que dautres ( NASA)

6 2.2 Avant les missions Voyager Proposition de 3 modèles: LES MISSIONS VOYAGER INFIRMENT CES TROIS MODELES: le plus proche est celui de Owen TempératurePressionAtmosphère J. Caldwell et R. Danielson -190 °C 0,02 bars 90% de méthane D. Hunten -70 °C 20 bars 90% de N 2 et de lH moléculaire T. Owen et WJ Jaffe -186 °C 2 bars Quantité max. de N 2 En VRAI -179 °C 1.5 bars 90% de N 2 et 6% de CH 4

7 2.3Les missions Voyager 1 et 2 Voyager 1 Voyager 2 Poids 800 kg Départ5.09.7720.08.77 Rencontre avec Titan 12.11.8027.08.81 Distance de Titan 4394 km 663 km

8 2.4 Les résultats obtenus avant Huygens-Cassini Grâce aux spectromètres IR et UV de Voyager on obtient la composition de la haute atmosphère: Grâce aux spectromètres IR et UV de Voyager on obtient la composition de la haute atmosphère: N2N2N2N2 82-94 % CH 4 8 % CO Un peu Argon NH 3 Un peu Acétilène, éthane, propane Un peu

9 Ci dessous: Vue de profil de latmosphère de Titan prise par Voyager à 22000 km de distance:

10 La brume bleue: La brume bleue: -À 500 km au dessus des nuages opaques orangés. -Reflète la lumière solaire. Elle est à lorigine d'un refroidissement supplémentaire de la surface de 7°C environ (Kasting, 2004). Origine de la brume orangée: Origine de la brume orangée: Les gaz détectés nexpliquent pas l'aspect brumeux et opaque de l'atmosphère Les gaz détectés nexpliquent pas l'aspect brumeux et opaque de l'atmosphère En labo: En labo: Sous quelques dixièmes de bar, le mélange de 9 N2 + CH4 est bombardé de particules chargées. Sous quelques dixièmes de bar, le mélange de 9 N2 + CH4 est bombardé de particules chargées. On obtient un mélange de molécules organiques d'une couleur évoluant du jaune - orangé vers le noir. On obtient un mélange de molécules organiques d'une couleur évoluant du jaune - orangé vers le noir.

11 3.La mission Cassini-Huygens 3.1La sonde Huygens et l orbiteur Cassini 3.1.1Description de Cassini-Huygens La Sonde Huygens Masse350kg Diamètre2,7m Durée de la mission Prévue pour 2h à 2h30 en fait : 4h36 Nb dexp. embarquées 6 Lorbiteur Cassini Masse5300kg Diamètre6,8m Durée de la mission 4 ans Orbites 70 de dim. variables Nb dexp. embarquées 12

12 3.1.2 Objectifs de Cassini-Huygens Départ: 15 octobre 1997 15 octobre 1997 Objectifs de Cassini Etude de Saturne durant 4 ans Etude de Saturne durant 4 ans Cartographie de la surface de Titan par altimétrie radar Cartographie de la surface de Titan par altimétrie radar Envoyer les photos prises par Huygens Envoyer les photos prises par Huygens Problème à prendre en compte: Problème à prendre en compte: L'éloignement de Saturne sur son orbite => problématique des transmissions de moins en moins efficace. L'éloignement de Saturne sur son orbite => problématique des transmissions de moins en moins efficace. Objectifs de Huygens Etude de Titan: Déterminer la composition de latmosphère Mesure: de la pression de l'air de la vitesse des vents de la vitesse du son dans l'atmosphère de la température Etude météorologique Analyse de la composition chimique du sol Déterminer la structure interne de Titan

13 Les instruments utilisés ACP: Collecteur daérosol et pyroliseur ACP: Collecteur daérosol et pyroliseur DISR: Descent Imager/ spectromètre IR DISR: Descent Imager/ spectromètre IR DWE: Doppler Wind Experiment DWE: Doppler Wind Experiment Etudie propagation des signaux radio à travers l'atmosphère pour comprendre ses propriétés La dérive de la sonde provoquée par les vents dans l'atmosphère de Titan induit un effet Doppler mesurable dans les signaux. Les mouvements d'oscillation de la sonde sous son parachute et d'autres perturbations, telles que l'atténuation atmosphérique, peuvent également être déduites. GCMS: Chromatographe de gaz et spectromètre de masse GCMS: Chromatographe de gaz et spectromètre de masse Analyseur chimique de gaz modulable conçu pour identifier et mesurer divers constituants atmosphériques. Il est également équipé d'échantillonneurs de gaz remplis à haute altitude pour analyse pendant la descente. HASI: Instruments servant à déterminer la structure de latmosphère HASI: Instruments servant à déterminer la structure de latmosphère SSP: Instruments servant à déterminer les propriétés de la surface. SSP: Instruments servant à déterminer les propriétés de la surface.

14 3.2.1Lassistance gravitationnelle 3.2 Le Voyage 3.2.1Lassistance gravitationnelle a

15 Léquation dune hyperbole est donnée par: On définit langle maximum Φ m langle satisfaisant à: On peut également écrire Φ m en fonction de langle de déflection θ, on obtient: /2 (π-θ)/2

16 Le terme en 1/r est négligeable par rapport au terme en 1/a car a<<r

17 θ

18 3.2.3Le voyage Correction de la trajectoire pour ramener la sonde vers Vénus: 3.12.98 Légèrement au-delà de l'orbite de Mars, le moteur principal est allumé pour freiner la vitesse de 450 m/s. v=66 240 km/h. Lancement de la sonde 15.10.97 Terre Flyby 18.09.99 Gain de 5.5 km/s v=68 760 km/h (19.1 km/s ) Venus 2 Flyby 24.06.99 v=48 960 km/h (13.6 km/s) Jupiter Flyby 30.12.00 v=169 200 km/h (47 km/s ). Venus 1 Flyby 26.04.98 Gain de vitesse 7.0 km/s: v=141 000 km/h ( 39 km/s )

19 3.2.2 Atterrissage de la sonde Huygens

20 le 14 janvier 2005 V = 0.5 km/s V = 95 m/s V = 35 m/s mesure de la température, de la pression, des vents et de la conductivité des nuages

21 Latterrissage:

22 4.Les propriétés de Titan 4.1Généralités Distance à Saturne 1 221 870 km Distance au Soleil 1 427 000 000 km (9.54 AU) Diamètre (atmosphère comprise) 5550 km Diamètre (surface) 5150 km (0.4 x D T ) Masse 1/45 x M T Densité moyenne 1.881 x eau liquide Température à la surface 94K (-179 °C) Pression atmosphérique à la surface 1500 mbar (1.5 x pression terrestre) Composition atmosphérique Azote, méthane, trace dammoniac, argon, éthane Période orbitale 15.95 jours terrestres

23 4.2La formation de Titan L'effondrement hydrodynamique se produisant lors de la formation de Saturne génère une subnébuleuse dans laquelle les satellites réguliers de la planète ont pu se former. L'effondrement hydrodynamique se produisant lors de la formation de Saturne génère une subnébuleuse dans laquelle les satellites réguliers de la planète ont pu se former.Mais: Il peut être démontré que le CO et le N 2 n'ont majoritairement pas été convertis en CH 4 et NH 3 dans la subnébuleuse, excepté dans la région proche de Saturne, où la quantité de matériel était trop faible pour former Titan. Par ailleurs, comme la grande partie de la masse de la subnébuleuse se situe dans la région froide et extérieure du disque, les planétoïdes qui ont formé Titan doivent provenir de cette région et ont migré vers l'intérieur. Il peut être démontré que le CO et le N 2 n'ont majoritairement pas été convertis en CH 4 et NH 3 dans la subnébuleuse, excepté dans la région proche de Saturne, où la quantité de matériel était trop faible pour former Titan. Par ailleurs, comme la grande partie de la masse de la subnébuleuse se situe dans la région froide et extérieure du disque, les planétoïdes qui ont formé Titan doivent provenir de cette région et ont migré vers l'intérieur. Au moment de sa formation, la nébuleuse Solaire contenait une certaine quantité de NH 3 et de CH 4 vaporisés des glaces tombées depuis le nuage présolaire. Au moment de sa formation, la nébuleuse Solaire contenait une certaine quantité de NH 3 et de CH 4 vaporisés des glaces tombées depuis le nuage présolaire.

24 4.4Un champ magnétique Titan se déplace dans le même sens que la magnétosphère de Saturne, mais avec une vitesse beaucoup plus petite. Titan se déplace dans le même sens que la magnétosphère de Saturne, mais avec une vitesse beaucoup plus petite. Ceci génère une onde de choc. Ceci génère une onde de choc. Titan modifie alors localement la structure de la magnétosphère de Saturne. Titan modifie alors localement la structure de la magnétosphère de Saturne. En théorie les interactions entre l'atmosphère de Titan et la magnétosphère de Saturne peuvent induire un champ magnétique liée au satellite En théorie les interactions entre l'atmosphère de Titan et la magnétosphère de Saturne peuvent induire un champ magnétique liée au satellite Le champ qui pourrait aussi être causé, comme pour la Terre, par un effet dynamo lié à un intérieur métallique; mais n'a pas été encore détecté à ce jour.

25 Le graphique du haut: Le graphique du haut: Cause possible: un passé bien plus chaud où l'agitation thermique, combinée à la faible gravité, à provoqué la perte de la majeure partie de l'atmosphère, jadis 3 fois plus épaisse. Cause possible: un passé bien plus chaud où l'agitation thermique, combinée à la faible gravité, à provoqué la perte de la majeure partie de l'atmosphère, jadis 3 fois plus épaisse. Le graphique du bas: Le graphique du bas: spectromètre de masse: spectromètre de masse: détecte les particules chargées ou neutres dans l'atmosphère. détecte les particules chargées ou neutres dans l'atmosphère. Le spectrographe montre: Le spectrographe montre: La diversité des hydrocarbures dans l'atmosphère élevée, entre autres: La diversité des hydrocarbures dans l'atmosphère élevée, entre autres: benzène (C 6 H 6 ) benzène (C 6 H 6 ) diacetylène (C 4 H 2 ). diacetylène (C 4 H 2 ). 4.3Latmosphère Sur ce spectre INMS, chaque bande horizontale correspond à une molécule particulière. Les 3 lignes colorées du bas correspondent à H2, CH4 puis N2.

26 4.3.1Composants de latmosphère MoleculeSymbolTitanTerre Major Constituents Percent NitrogenN2N2 87-9978 ArgonAr0.60.93 MethaneCH 4 1-6- OxygèneO2O2 021 EauH2OH2O00 - 4 Minor Constituents parts per million HydrogenH2H2 20000.5 Hydrocarbons EthaneC2H6C2H6 20- AcetyleneC2H2C2H2 4- EthyleneC2H4C2H4 1- PropaneC3H8C3H8 1- MethylacetyleneC3H4C3H4 0.03- DiacetyleneC4H2C4H2 0.02- Nitrogen Compounds Hydrogen CyanideHCN1- CynaogenC2N2C2N2 0.02- CyanoacetyleneHC 3 N0.03- Oxyde dazoteN2ON2O-0.5 ActeonitrileCH 3 CN0.003- Oxygen Compounds Carbon MonoxideCO50- Carbon DioxydeCO 2 0.01330 OzoneO3O3 - 0.7

27 Profil atmosphérique comparé à celui de la Terre.

28 Comparaison avec la Terre N2N2 O3O3

29 Le méthane ne peut pas se maintenir dans l'atmosphère: Le méthane ne peut pas se maintenir dans l'atmosphère: L'atmosphère de Titan devrait être totalement détruite par photolyse en 50 millions d'années pour les raisons suivantes: L'atmosphère de Titan devrait être totalement détruite par photolyse en 50 millions d'années pour les raisons suivantes: les photons UV décomposent le méthane en un radical méthyl CH 3 et un atome d'H à une altitude comprise entre 350 et 750 km (dans 41 % des cas - Coll, 2005). les photons UV décomposent le méthane en un radical méthyl CH 3 et un atome d'H à une altitude comprise entre 350 et 750 km (dans 41 % des cas - Coll, 2005). Le méthyl contribue à la synthèse des molécules de la tholine (toute une variété de molécules organiques formant la brume orangée) Le méthyl contribue à la synthèse des molécules de la tholine (toute une variété de molécules organiques formant la brume orangée) l'hydrogène s'évade dans l'espace, et forme autour de Saturne un tore d'hydrogène neutre centré sur l'orbite de Titan et s'étendant jusqu'à l'orbite de Rhéa (Cassini confirme le 04/07 l'existence de ce nuage d'hydrogène neutre prédit par la théorie). l'hydrogène s'évade dans l'espace, et forme autour de Saturne un tore d'hydrogène neutre centré sur l'orbite de Titan et s'étendant jusqu'à l'orbite de Rhéa (Cassini confirme le 04/07 l'existence de ce nuage d'hydrogène neutre prédit par la théorie). La magnétosphère de Saturne influence la décomposition du méthane La magnétosphère de Saturne influence la décomposition du méthane 4.3.2La problématique du méthane

30 Titan est, au cours de son orbite, parfois noyé dans la magnétosphère de Saturne et parfois directement exposé au vent solaire.Titan est, au cours de son orbite, parfois noyé dans la magnétosphère de Saturne et parfois directement exposé au vent solaire. La décomposition du méthane est plus grande par période. La décomposition du méthane est plus grande par période. Modification du climat global de Titan de façon cyclique Modification du climat global de Titan de façon cyclique Hypothèses de la régénérescence du méthane (reste à prouver notamment avec les données de la sonde): évaporation à partir de grandes étendues liquides à la surfaceévaporation à partir de grandes étendues liquides à la surface CryovolcanismeCryovolcanisme activité biologique de micro-organismes profonds (Fortes,1999; Simakov, 1999 )activité biologique de micro-organismes profonds (Fortes,1999; Simakov, 1999 )

31 4.3.3Une atmosphère dynamique A gauche, l'atmosphère est dépourvue de nuages, sauf aux alentours du pôle sud. A droite, des formations nuageuses se sont formées dans des régions plus au nord. Les nuages les plus lumineux sont relativement hauts dans le ciel (environ 30 km). 26.10.0413.12.04 À 200 000 km de Titan Lexistence de nuages de méthane évoluant au cours du temps latmosphère est plus dynamique quon ne laurait cru précédemment. Ces nuages font penser à un cycle équivalent au cycle de leau mais plus adapté à la température régnant sur Titan: i.e le cycle du méthane.

32 4.4La surface La surface de Titan: Principalement solide mais peut contenir des poches de méthane ou déthane.

33 On constate la présence de petits galets arrondis. On constate la présence de petits galets arrondis. Les mesures spectrales Les mesures spectrales ces galets sont composés de glace deau sale plutôt que de roches silicatées. Le sol de Titan consiste en partie par une condensation de la brume organique qui enveloppe la planète. Le sol de Titan consiste en partie par une condensation de la brume organique qui enveloppe la planète.

34 4.4.1 Peu de cratères Titan a très peu de cratères en comparaison avec Ganymède (satellite de Jupiter de même taille, âge, densité) Titan devrait être marqué dune centaine de grand cratère, or ce nest pas le cas. Explications possibles: La sonde a survolé qu'une toute petite partie de Titan Les cratères ont été soit effacés ou enterrés de la surface par effet d'érosion Ils existent toujours mais des fluides se seraient engouffrés à l'intérieur pour former aujourd'hui des réservoirs ou des lacs. L'ammoniac peut les 'effacer' de la surface en les blanchissant

35 Possibilité de vie sur Titan: De leau liquide au fond des cratères Il peut exister de l'eau liquide dans les endroits isolés proches de sources chaudes comme par exemple au fond des cratère. Il peut exister de l'eau liquide dans les endroits isolés proches de sources chaudes comme par exemple au fond des cratère. Un liquide emplissant le fond du cratère d'impact peut mettre plusieurs centaines d'années avant de refroidir, permettant ainsi que se déroulent de nombreuses réactions d'hydrolyse des composés azotés insaturés, qui peuvent alors former des molécules prébiotiques complexes susceptibles d'êtres conservées lorsque la température redevient normale. Un liquide emplissant le fond du cratère d'impact peut mettre plusieurs centaines d'années avant de refroidir, permettant ainsi que se déroulent de nombreuses réactions d'hydrolyse des composés azotés insaturés, qui peuvent alors former des molécules prébiotiques complexes susceptibles d'êtres conservées lorsque la température redevient normale.Or Un survol de Cassini à près de 1550 km d'altitude a montré un vaste cratère d'impact de quelque 440 km de diamètre. Ce bassin d'impact s'est formé à la suite de la collision d'un astéroïde ou d'une comète d'une dizaine de km. Un survol de Cassini à près de 1550 km d'altitude a montré un vaste cratère d'impact de quelque 440 km de diamètre. Ce bassin d'impact s'est formé à la suite de la collision d'un astéroïde ou d'une comète d'une dizaine de km.

36 Le seul processus planétaire connu et capable de créer ce type de 'frontières' linéaires à grande échelle est une activité tectonique. 4.4.2Existence dune activité tectonique

37 4.4.3Existence dune activité fluviale On observe: On observe: Présence d'un réseau "hydro"graphique: Présence d'un réseau "hydro"graphique: confirme l'existence de précipitations passées ou présentes en quantités importantes. confirme l'existence de précipitations passées ou présentes en quantités importantes. Les méandres formés montrent que sa composition n'est pas homogène: On observe des zones plus dures que d'autres. La brume organique condensée sur le sol, « lavée » par les pluies de méthane se concentre au fond des lits de rivière contribuant à l'assombrissement des zones photographiées. Lammoniac quand à lui blanchit de vastes régions de Titan.

38 Détection de quantités significatives d'ammoniac et d'eau Détection de quantités significatives d'ammoniac et d'eau l'ammoniac doit être la source de l'azote moléculaire contenue dans latmosphère l'ammoniac doit être la source de l'azote moléculaire contenue dans latmosphère les 'planétoïdes' qui ont formé Titan devaient contenir de l'azote sous forme d'ammoniac. les 'planétoïdes' qui ont formé Titan devaient contenir de l'azote sous forme d'ammoniac. Huygens confirme lexistence sur Titan dune sorte de boue liquide faite d'ammoniac, dont l'origine serait l'activité cryovolcanique. Huygens confirme lexistence sur Titan dune sorte de boue liquide faite d'ammoniac, dont l'origine serait l'activité cryovolcanique. Une boue dammoniac et deau Une boue dammoniac et deau

39 Présence de méthane, dazote et dargon une activité volcanique avec des éruptions de glace, et dun mélange deau et dammoniaque. Origine La stabilisation de l'orbite de Titan par la gravité de Saturne : des mouvements dans le manteau et l'écorce de Titan activité cryovolcanique et des déplacements de son écorce. Processus possible derruption Le magma des erruptions volcaniques constitué deau mélangée à de lammoniac (dont le point de fusion est très bas) est éjectée depuis le centre par la chaleur interne du satellite Cette chaleur procède du procesus qui a formé Titan de la décomposition des isotopes radioactifs qui existent généralement dans le coeur des lunes de la taille de Titan. Conduites par ces sources de chaleur des erruptions sont possibles. 4.4.4Existence de cryovolcanisme

40 4.4.5 Lintérieur de Titan L'ammoniac contenu dans le fluide volcanique de Titan abaisserait le point de congélation de l'eau ainsi que sa densité, lui permettant ainsi de surnager sur la glace d'eau. L'ammoniac contenu dans le fluide volcanique de Titan abaisserait le point de congélation de l'eau ainsi que sa densité, lui permettant ainsi de surnager sur la glace d'eau.

41 En résumé: 2CH 4 > C 2 H 6 + H 2

42 Conclusion On peut donc dire que bon nombre des processus géophysiques observés sur Terre se retrouvent sur Titan. Du point de vue de la chimie, en revanche, les différences sont considérables. Titan na pas deau liquide, mais du méthane liquide ; pas de roches silicatées, mais de la glace deau ; pas de sol terreux, mais des dépôts de particules dhydrocarbures dorigine atmosphérique. Et ses volcans nont pas craché de la lave, mais de la glace à très basse température. Cet univers extraordinaire abrite donc des processus géophysiques de type terrestre mais qui agissent sur des matériaux tout à fait différents et dans dautres conditions. On peut donc dire que bon nombre des processus géophysiques observés sur Terre se retrouvent sur Titan. Du point de vue de la chimie, en revanche, les différences sont considérables. Titan na pas deau liquide, mais du méthane liquide ; pas de roches silicatées, mais de la glace deau ; pas de sol terreux, mais des dépôts de particules dhydrocarbures dorigine atmosphérique. Et ses volcans nont pas craché de la lave, mais de la glace à très basse température. Cet univers extraordinaire abrite donc des processus géophysiques de type terrestre mais qui agissent sur des matériaux tout à fait différents et dans dautres conditions.

43 Bibliographie Livres: Coustenis Taylor, « Titan: The Earth-Like Moon »,World scientific, 1999. Ciel & Espace, « Spécial Titan », Fév. 2005. Sites Internet: http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMU76HHZTD_0.html http://www.nasa.gov http://www.luniversalis.com/Ressource/Titan.htm http://perso.wanadoo.fr/sciences-et-enseignement/Pages/TITAN.html http://www.astrosurf.org/lombry/titan-brumes.htm http://www.ffme.fr/technique/meteorologie/theorie/atmosphere/composition.htm http://www.futura-sciences.com/comprendre/ http://www.futura-sciences.com/sinformer/ http://www.flashespace.com/html/huygens.htm http://www.go.ednet.ns.ca/~larry/orbits/gravasst/Probeorb.gif