Cratères d’impact Seulement 9 cratères d’impact ont été identifies de façon certaine Un certain nombre de structures quasi circulaires sont peut être également.

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1 Cratères d’impact Seulement 9 cratères d’impact ont été identifies de façon certaine Un certain nombre de structures quasi circulaires sont peut être également d’origine météoritique La rareté des cratères de taille intermédiaire (diamètre de 20-100 km) implique un renouvellement rapide de la surface (érosion, enfouissement des cratères) La surface de Titan est géologiquement jeune comme celle de Venus ou de la Terre (~500 millions d’années) Image VIMS de Sinlap Images SAR

2 Dunes Environ 20% de la surface de Titan est couverte de dunes longitudinales (parallèle entre elles). Ces dunes sont présentent principalement aux basses latitudes, entre -30° et 30°. Elles sont hautes de ~100-200 m, larges de ~1-3 km et longues de plusieurs centaines de km. Leur orientation, généralement Est-Ouest, indique la direction moyenne du vent aux basses latitudes. Les dunes de Titan ont probablement été sculptées par le vent créé par les forces maréales qu’excerce Saturne sur l’épaisse atmosphère de Titan. Leurs ‘grains’ sont sans doute composés d’un mélange de glace d’eau et de matière organique. Les dunes sont logiquement présentes dans les régions les plus arides de Titan, les masses liquides des hautes latitudes agissant comme un piège a particules.

3 Dunes Les dunes sont sont sombres sur les données radar, leur surface étant lisse. Elle sont très émissive, donc radiométriquement chaudes (loi de Kirchhoff). Distribution des dunes sur Titan Sur cette carte sont superposées les données SAR et radiométriques de la mission nominale de Cassini (du survol Ta au survol T44). Plusieurs champs de dunes on été identifies: Belet, Shangri-La, Senkyo, Fensal. Longitudes Latitudes

4 Lacs et mers Les lacs de Titan se trouvent aux hautes latitudes, principalement autour du pole Nord (mais le pole Sud a été moins observé). Leur taille varie de l’échelle de détectabilité du radar a 100 000 km 2 (on parle alors de mers). Ils ont été vraisemblament formés par des pluies de méthane et sont composés d’un mélange de méthane et d’éthane (avec éventuellement d’autres alkanes). L’origine des dépressions qu’ils remplissent peut être variable (volcanique, karstique, météoritique…). On note beaucoup de structures faisant penser a des lacs asséchés (processus saisonniers d’évaporation). Les lacs remplis d’ hydrocarbures liquides sont logiquement très sombres sur les données SAR (sauf en mode altimétrique) et hautement émissifs. Pole Nord de Titan Petits lacs plus ou moins asséchés

5 Lacs et mers Distribution des lacs et mers sur Titan Sur cette carte sont superposées les données SAR et les données ISS (optique).

6 Chenaux d’inondation, vallees fluviales Des chenaux d’inondation traversent Titan montrant l’importance des processus fluviaux dans le renouvellement de la surface de Titan. Ils ont sans doute été formés a la suite de tempetes de méthane.

7 Montagnes et terrains rugueux Les terrains montagneux sont sans doute les plus jeunes de Titan. Ils témoignent d’une activité tectonique récente. L’altitude des montagnes (déterminée par radar-clinométrie) est comprise entre 200-2000 m. La surface de Titan est donc relativement plate. La région la plus montagneuse de Titan est Xanadu (grand comme l’Australie), c’est aussi la région la plus brillante (sur la données SAR, ISS (optique) et VIMS (IR)) et la moins émissive de Titan. Son origine est encore mal comprise (météoritique? volcanique?...) Ouest de Xanadu

8 Regions cryovolcaniques (?) Un certain nombre de structures ont été interprétées comme d’origine cryovolcanique (lave=glace d’eau): des coulees lobées Tortola Facula serait dôme volcanique de 30 km de diamètre d’apres les données VIMS mais la nature volcanique de cette structure ne semble pas évidente sur les données SAR. Des changement spectraux ont été observés dans 2 régions par VIMS (Hotei Arcus et Tui Regio, au Sud de Xanadu) semblant témoigner d’une activité cryovolcanique présente. Tortola Facula, par le SAR et VIMS Cependant, a ce jour, aucun point chaud n’a été identifié sur les données radiométriques (la température de brillance dépend de la température physique). Si du cryovolcanisme est bien a l’œuvre sur Titan, il est limité a quelques régions.

9 Couverture SAR de Titan a la fin de la mission nominale Cassini Xanadu

10 Couverture radiométrique de Titan a la fin de la mission nominale Cassini Xanadu

11 Le Radar de CASSINI Modes de fonctionnement 600 km < footprint < 170 km beam size radiometry only alti- metry scatterometrySAR lohi time: 3009030150 min reverse sequence distance: 100,00030,00012,00060001000 km 170 km < footprint < 60 km60 km < footprint < 5 km raster scans in two polarizations raster scan in one polarization line scan in one polarization Radiometry onlyScatterometry Titan altimetry SAR pol: and S/C trajectory