CASSINI-HUYGENS (MISSION)

Titan

Titan est un paradis organique qui devrait pouvoir nous éclairer sur l'évolution chimique menant à la vie dans des conditions plus sombres et plus froides. Sous l’influence du flux solaire et des particules cosmiques, les principaux constituants atmosphériques – le diazote et le méthane – évoluent chimiquement dans la haute atmosphère et produisent des composés organiques complexes (essentiellement des hydrocarbures comme l’éthane, l’acétylène et le propane, ou des nitriles comme l’acide cyanhydrique) qui se diffusent à travers l’atmosphère, se condensent et viennent se déposer à la surface de ce satellite. Les mesures effectuées par différents instruments de Cassini et de Huygens (INMS, UVIS, CIRS, ACP et GCMS pour l’essentiel) ont ainsi permis de détecter ces nombreux gaz d'hydrocarbures et de dès les plus hautes altitudes nitriles, mais aussi quelques traces de vapeur d’eau, de dioxyde et monoxyde de carbone, ainsi qu’une stratification complexe d'aérosols organiques (avec plusieurs couches de nuages et de brume diffuse) qui persiste jusqu'à la surface de Titan. Aucun autre endroit dans le système solaire ne possède ce type de chimie.

Les caméras et les spectromètres de Cassini ainsi que les instruments de Huygens ont aussi montré la formation de nuages et de tempêtes dans l'atmosphère de Titan.

La surface de Titan s’est révélée plus complexe que prévu, avec des motifs qui ressemblent aux paysages terrestres, mais tous élaborés à partir de composants différents, dont des mélanges de glaces et de matière organique. Alors que Cassini a fourni des données sur des portions étendues de la surface de Titan grâce à ses caméras, ses spectromètres et son radar, la sonde Huygens, en pénétrant dans l'atmosphère le 14 janvier 2005, a renvoyé des images beaucoup plus détaillées du sol avec des résolutions allant de 10 mètres à 10 kilomètres selon l’altitude des prises de mesures. L'instrument HASI a mesuré la densité, la pression et la température sur la surface de Titan au niveau du site de l’atterrissage, donnant respectivement pour ces deux dernières unités une valeur de 1,5 atmosphère et 93,7 kelvins (K) soit –180 ^°C. Il a aussi révélé la présence de méthane liquide – détecté par son évaporation au contact de la sonde, plus chaude que la surface.

Les observations de Cassini suggèrent que les précipitations d'aérosols à travers l’atmosphère et le dépôt de matière organique à la surface sont responsables de nombreux motifs dont les vallées, les réseaux de canaux, les lacs et mers au pôle nord, les rivières et autres motifs d'érosion et de sédimentation comme les dunes.

De plus, Cassini a apporté la première preuve de la présence de lacs d'hydrocarbures près du pôle nord de Titan, d’abord par des images en 2005, puis l'a confirmée par l’observation de la réflexion spéculaire (non diffuse) du liquide en janvier 2007. En effet, les étendues très sombres vues par le radar dans les hautes latitudes septentrionales de Titan se sont finalement révélées être des bassins remplis d’un liquide riche en méthane et éthane formant des lacs et des mers. Titan est le seul endroit connu, en dehors de la Terre, à posséder des étendues liquides visibles en surface. Ces lacs, dont la superficie varie de moins de 10 à plus de 100 000 kilomètres carrés, sont concentrés dans la région polaire, vers 55 degrés de latitude nord, mais ne recouvrent que 3 % environ de la surface totale de Titan. De rares petits lacs existent toutefois vers l’équateur et le pôle sud, comme le lac Ontario (plus de 230 km de longueur, avec une superficie de l'ordre de 20 000 km²), appelé ainsi car ayant des dimensions et une forme rappelant celles du lac du même nom situé en Amérique du Nord.

Les dunes observées sont remarquables dans le sens où elles ont exactement la même taille et la même forme que les dunes linéaires (longitudinales) sur Terre, comme celles que l'on trouve dans les déserts namibiens et sahariens. Ce type de dunes se forme dans un régime de vent fluctuant qui, sur Titan, pourrait être le résultat d’effets de marées provoquées par la gravitation de Saturne agissant sur l'orbite excentrique de Titan et affectant son atmosphère.

Peu de cratères d’impacts ont été observés sur Titan, suggérant une surface jeune refaçonnée régulièrement par des processus géologiques actifs externes (dépôts de composés organiques provenant de l’atmosphère) et internes (dégazage, cryovolcanisme, tectonique) comme en témoignent aussi les quelques chaînes de montagnes et des pics ou dômes ressemblant à des volcans sur les images prises par Cassini.

La densité globale de Titan (1,88 g/cm³) implique des proportions de roche et de glace à peu près égales. Les modèles qui satisfont les observations de rotation et de la surface du satellite suggèrent que Titan pourrait posséder une croûte de roches et d’eau glacée, de 50 à 150 kilomètres d'épaisseur, qui recouvre un océan d’eau liquide d’une profondeur de quelques centaines de kilomètres – avec une quantité d'ammoniac (de l’ordre de 10 à 30 %) dissous agissant comme un antigel –, en dessous duquel se trouverait une couche de glace à haute pression.

Grâce à cette mission, les échanges entre l’atmosphère, la surface et l’intérieur de Titan sont mieux connus, mais il subsiste des questions concernant l’origine et la composition de l’atmosphère du satellite. Bien que des instruments de la mission aient fourni des informations importantes sur sa formation et son évolution en mesurant les gaz nobles (tels que l'argon détecté pour la première fois) et leurs abondances isotopiques, tout n’est pas encore connu. Aussi, le méthane, qui reproduit sur Titan un cycle similaire à celui de l’eau sur Terre, aurait dû disparaître au bout de quelque 50 millions d’années, car il est photodissocié et recombiné avec l’azote pour former des composés organiques dans la haute atmosphère. Pour expliquer encore sa présence, l’idée d’un dégazage cryovolcanique a été avancée, celui-ci venant alimenter l’atmosphère en méthane provenant alors de l’intérieur du satellite, mais les échelles de temps et les processus associés restent encore largement inconnus. La possibilité de réactions chimiques entre les composés organiques et la glace d'eau qui existe à la surface de Titan suscite un intérêt particulier pour la chimie prébiotique (permettant l’émergence de la vie). La composition exacte de la surface du satellite reste encore inconnue et fera l’objet d’une future investigation.

Cassini-Huygens a montré que les caractéristiques de l’atmosphère et de la surface de Titan ressemblent plus à celles de la Terre que celles de Vénus ou de Mars. Le satellite pourrait donc bien être le meilleur analogue d'une planète terrestre, bien que très éloigné du Soleil et doté de matériaux différents.

Encelade

Lorsque Cassini a survolé la première fois Encelade, le 17 février 2005, le magnétomètre a enregistré une flexion dans le champ magnétique de Saturne, le plasma étant ralenti et dévié lors de son passage près d'Encelade. Les données recueillies par le CDA lors du survol du 9 mars 2005 ont fourni une preuve supplémentaire de l'existence d'une atmosphère autour du pôle sud d'Encelade en détectant des impacts de poussière et de glace provenant d'un nuage formé à cet endroit. Cassini a aussi démontré qu'Encelade est géologiquement actif lorsque ses instruments ont détecté des panaches de gaz et de particules de glace émanant d'une série de fractures chaudes centrées sur le pôle sud et surnommées les « griffes du tigre ».

Les informations obtenues par Cassini ont montré que des réservoirs d'eau liquide sous la surface d’Encelade alimentent ces panaches, à l’instar des geysers sur Terre. En mars 2008, Cassini a balayé le pôle sud d'Encelade en plongeant à une altitude de 50 kilomètres dans un des panaches afin de connaître la composition des gaz et particules qui s’en échappent. Le spectromètre de masse INMS a ainsi détecté, mélangés à la vapeur d’eau qui est le constituant majeur, du dioxyde de carbone, de l’ammoniac, du méthane et de l’hydrogène.

Encelade est sans doute un astre du système solaire potentiellement habitable, c’est-à-dire abritant de l’eau liquide sous sa surface, des nutriments et des sources d’énergie issues du réchauffement par effets de marée, le cryovolcanisme et la tectonique des glaces. De plus, la région des panaches sur Encelade suppose un environnement chaud, chimiquement riche, qui peut favoriser la formation de composés organiques complexes et engendrer des processus biologiques.

Plusieurs études indiquent que les panaches d'Encelade, les processus tectoniques ainsi que l'océan liquide présent sous la surface pourraient créer un cycle géochimique complet et durable susceptible de soutenir la vie. Alors que d'autres satellites du système solaire possèdent des océans d'eau liquide couverts par des kilomètres de croûte de glace (Titan ou Ganymède par exemple), sur Encelade, comme sur le satellite Europe de Jupiter, les poches d'eau liquide peuvent se trouver seulement à quelques dizaines de mètres sous la surface et en contact avec les silicates du cœur pour créer les conditions des sources hydrothermales qui ont été propices à l’apparition de la vie sur Terre. Cassini a ainsi découvert un nouvel habitat potentiel dans notre système solaire, en dehors de la zone habitable traditionnelle.