Les températures de surface de Titan sont de -142°C et le satellite ressemble à une Terre originelle profondément glacée. On trouve des lacs et des mers de méthane et d'éthane liquide à la surface dont certains plus grands que les Grands Lacs américains, ce qui fait de Titan, avec la Terre, le seul autre corps du système solaire à posséder des lacs et des mers liquides à sa surface. On a également découvert une couche souterraine importante d'eau liquide. Les molécules organiques abondent dans l'atmosphère et sont formées de la dissociation du méthane par la radiation solaire. Le méthane ne se trouve pas seulement dans l'atmosphère mais aussi probablement dans la croûte même de Titan, ce qui fait que la vie pourrait y prendre la forme aussi bien d'une vie liée au méthane que celle d'une vie liée à l'eau
(le résumé des opérations n'est disponible qu'à partir de septembre 2005)
->Après le passage du 28 mai 2008, aucun passage ne fait plus l'objet d'une notice séparée. Les données d'intérêt que de nouveaux passages -ou en général- peuvent donner sur Titan font l'objet de la section "Passages suivants et images additionnelles"
| . Passage du 7 septembre 2005 . Passage du 28 octobre 2005 . Passage du 26 décembre 2005 (pas de compte-rendu) . Passage du 15 janvier 2006 (idem) . Passage du 27 février 2006 (idem) . Passage du 18 mars 2006 (idem; passage consacré à l'atmosphère) . Passage du 30 avril 2006 . Passage du 2 juillet 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 22 juillet 2006 . Passage du 7 septembre 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 23 septembre 2006 . Passage du 9 octobre 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 25 octobre 2006 . Passage du 12 décembre 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 28 décembre 2006 . Passage du 13 janvier 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 29 janvier 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 22 février 2007 . Passage du 10 mars 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 26 mars 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 10 avril 2006 (pas de compte-rendu) | . Passage du 26 avril 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 12 mai 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 28 mai 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 13 juin 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 29 juin 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 19 juillet 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 31 août 2006 (pas de compte-rendu) . Passage du 2 octobre 2007 . Passage du 19 novembre 2007 . Passage du 5 décembre 2007 (pas de compte-rendu) . Passage du 20 décembre 2007 (pas de compte-rendu) . Passage du 5 janvier 2008 . Passage du 22 février 2008 (pas de compte-rendu) . Passage du 25 mars 2008 (pas de compte-rendu) . Passage du 15 mai 2008 (pas de compte-rendu) . Passage du 28 mai 2008 (pas de compte-rendu) |
Le passage de Cassini à Titan du 7 septembre 2005 a fourni des vues détaillées de la région surnommée le "H" et a obtenu des vues radar d'une côte et de réseaux de drainage. La région en forme de H a été plus formellement provisoirement nommée Fensal et Aztlan (branche nord et sud, respectivement) par l'Union Astronomique Internationale (UAI). Fensal est, de façon intéressante, parsemée de ce qui ressemble à de petites îles. Ce sont probablement des sortes de buttes-témoins, ou des monticules élevés, qui subsistent ou se trouvent au milieu d'une région basse. Les images radar d'une côte et de réseaux de drainage, elles, confirment ce que l'on savait déjà, à savoir que le méthane de l'atmosphère de Titan tombe au sol sous forme de pluie et que, des hauts plateaux, il s'écoule en direction des régions basses de Titan. Là, il s'accumule sous forme d'hydrocarbones liquides. On ne sait pas encore combien de temps ces zones liquides subsistent ni quelles peuvent être leurs dimensions
 | On voit là en détail la région en forme de "H". Fensal est en haut, Aztlan en bas. image NASA/JPL/Space Science Institute, colorisée par le site 'Amateur Astronomy' |
 | La côte repérée par Cassini (la zone fait 175 km par 330 -109 miles par 205, et est située à 66° Sud et 356°. Ouest). Le terrain clair, découpé, à gauche, est probablement une zone élevée qui est coupée de canaux et de baies. image NASA/JPL, colorisée par le site 'Amateur Astronomy' |
 | De profonds canaux (des canyons?). Ils ont à peu près 1 km (0.6 mile) de large et peuvent peut-être atteindre 200 m (650 ft) de profondeur. Certains de ces canaux peuvent atteindre 200 km (120 mile) de long. Des ruptures brusques et géométriques laissent penser que certains suivent des lignes de failles de la surface de Titan. image NASA/JPL, colorisée par le site 'Amateur Astronomy' |
 | Réseau de drainage rayonnant. Les branches se dirigent vers une zone basse sombre. La région, dans son ensemble, fait 240 km (150 miles) de longueur et est située à 48° Sud et 14° Ouest). image NASA/JPL, colorisée par le site 'Amateur Astronomy' |
 | Sur cette photo prise le 31/08/05 une activité nuageuse se voit près du pôle sud de Titan. L'activité nuageuse au pôle sud de Titan est moindre en 2005 qu'en 2004. NASA/JPL/Space Science Institute |
Cassini a effecté comme prévu un passage à Titan le 28 octobre 2005. Il a, entre autres, pris -selon sa technique habituelle de prises de vues radar- imagé le site d'atterrissage de la sonde Huygens. Il a également ainsi photographié des éléments du relief: des dunes de glace (d'eau, ou de particules d'hydrocarbones) espacées de 1 à 2 km (0.6/1 mile). Des crêtes tectoniques (formées par la déformation de la croûte glacée de Titan) ont été repérées, en surplomb des plaines environnantes, certaines de plus de 100 km (60 miles) de longueur. Des études postérieures ont montré que les dunes se situent essentiellement dans la zone équatoriale, encerclant le satellite entre 30° de latitude nord et 30° de latitude sud, à l'exception notable de Xanadu. On pense que les dunes sont comprises de grains qui proviennent des hydrocarbones qui sont tombés de l'atmosphère. Les dunes, sur Titan, sont des éléments dynamiques. Atteignant 90 mètres (300 ft) de hauteur, les dunes de Titan tendent à rester un mystère car elles semblent se former dans la direction opposée de celle des vents dominants de Titan, qui ont une direction Est-Ouest (et, de plus, ceux-ci ne sont pas suffisamment forts pour transformer en dunes le matériau visqueux de la surface). Les dunes, aussi, pourraient être construites par de courts et rapides coups de vent d'Ouest, lesquels apparaissent fonction de la position changeante du Soleil dans le ciel de Titan. Les dunes, d'une façon générale, pourraient avoir mis jusqu'à 3000 années saturniennes (90000 années terrestres) pour se former et leur formation pourrait aussi être influencée par les changements de l'orbite de Saturne. Des tempêtes de poussière géantes ont lieu dans les régions équatoriales de Titan aux abords des équinoxes, qui soulèvent de la poussière organique des grands champs de dune qu'on y trouve (la poussière organique se forme lorsque les molécules organiques formées de l'interaction de la lumière solaire et du méthane deviennent suffisamment grandes pour tomber à la surface). Titan se refroidit lentement car de la chaleur s'échappe encore via des isotopes radio-actifs qui continuent d'évoluer dans l'intérieur du satellite. Cela engendre un mécanisme géologique dit "tectonique contractionnelle", qui crée des chaînes de montagnes. Sur Terre, le seul exemple d'un tel processus s'est rencontré dans les monts du Zagros, en Iran. Le processus consiste en ce que des forces racourcissent et épaississent la couche de glace, ce qui est unique à Titan. Plusieurs chaînes montagneuses existent sur Titan et elles se trouvent toutes près de l'équateur et sont toutes orientées longitudinalement. Cette situation laisse penser à une origine commune. Les autres satellites du système solaire présentent également des zones montagneuses mais celles-ci trouvent leur origine dans de la "tectonique expansionnelle", des forces qui étirent la surface de glace, ou dans d'autres processus. Cette explication se fonde sur la conception que l'intérieur de Titan n'est que partiellement différentié en un mélange de glace et de roches. L'explication suppose aussi que la couche la plus profonde de la lune -celle qui entoure le noyau- est entourée d'une couche très denses de glace d'eau sous haute pression; à quoi succède un océan d'eau et d'ammoniaque puis une couche extérieure de glace d'eau. Chacune de ces couches est plus froide que celle qui la précède. Le refroidissement de Titan a ainsi entraîné un gel partiel de l'océan souterrain et un épaississement de la couche de surface (avec, également, un épaississement de la glace à haute densité). Comme la glace de la surface est moins dense que l'océan et que celui-ci est lui-même moins dense que la glace à haute densité, le refroidissement du satellite fait que les couches internes perdent de leur volume, amenant la surface à se rider. Titan s'est formé il y a 4 milliards d'années, l'intérieur a donc pu se refroidir de façon considérable mais de la chaleur existe encore qui peut se mettre au service des processus géologiques. Le résultat en a été une diminution de 7 km (4 miles) du rayon de Titan et une diminution de son volume d'1%
 | Dunes vues pendant le passage du 28 octobre 2005. NASA/JPL |
 | Ganesa Macula semble être un cryo-volcan (volcan rejettant de la glace). Le cryovolcanisme a été un agent important de la géologie sur Titan et pourrait encore l'être. La rareté des impacts de cratères, par ailleurs, laissent penser que l'on a à faire à une surface jeune. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Trois alignements parallèles du relief se voient sur cette vue (qui a été prise lors du passage du 28 mai 2008); il pourrait s'agit de blocs de croûte cassés ou faillés qui, ensuite, auraient été basculés ou séparés. Il pourrait bien s'agir d'une autre preuve qu'il y a une tectonique des plaques sur Titan. NASA/JPL |
Cassini a effectué, comme prévu, un passage à Titan le 30 avril 2006, se centrant sur Xanadu, cette région, de la taille d'un continent que l'on trouve sur le satellite de Saturne. Pour l'essentiel, Titan n'a pas de lacs autres que ceux des pôles mais il possède de vastes étendues de dunes linéaires (semblables, par exemple, à celles de Namibie) dans les régions plus proches de l'équateur. Les images radars montrent une variété de reliefs: cratères d'impact, caldeira de cryo-volcanisme, canaux de drainage, ou vastes champs de dunes (les molécules organiques de l'atmosphère de Titan s'agglomèrent jusqu'à atteindre la taille de grains de sable et ce sont ces agglomérats qui forment les dunes; les "grains de sable" des dunes pourraient aussi être des morceaux de glace d'eau recouverts des hydrocarbones qui tombent de l'atmosphère; en tout cas, les dunes de Titan ne sont pas constituées de silicates comme le sont celles de la Terre). Ce passage a également permis de clarifier la question des océans à Titan. En fait, ce que l'on prenait, dans les régions équatoriales, pour de vastes étendues liquides ne sont en fait que de vastes régions de dunes. La couverture nuageuse de Titan, comme ce que l'on voit à Vénus, empêche que l'on puisse observer la surface autrement que par des instruments radar. Il est ainsi difficile de se faire une idée juste du relief de Titan, sinon en combinant mentalement les images radars de Cassini et les images prises par la sonde européenne Huygens lorsqu'elle est descendue vers la surface de la lune
Les principes de base relatifs à la rotation des atmosphères planétaires ainsi que les données de la sonde Huygens ont permis d'élaborer des modèles pour Titan qui montrent que les vents de surface, généralement, y soufflent d'Est en Ouest pour ce qui est des régions équatoriales. Aux latitudes plus élevées, les vents soufflent dans le sens contraire cependant. Pour l'équateur, un changement saisonnier inverse le flux pendant des périodes d'environ 2 ans au moment des équinoxes (qui se produisent tous les 29 ans). Les vents inversés sont alors plus forts que les vents réguliers et ce sont eux qui agissent sur les dunes de Titan. Cette inversion des vents ressemble à ce que l'on observe sur Terre au moment de l'inversion entre les moussons. Sur Titan, l'inversion est également due à des courants ascendants générés par la chaleur et les vents, alors, s'inversent et s'accélèrent du fait des turbulences engendrées par le mélange des couches d'air de températures différentes. On ne rencontre, ainsi, de dunes sur Titan que dans les vastes zones de sable qui ne se trouvent qu'entre les latitudes 30° nord et sud. Les dunes mesurent 1 à 2 km (un demi-mile) de large, des centaines de km (centaines de miles) de long et peuvent atteindre plus de 100 m (300 ft) de hauteur. Le sable de ces zones consiste en des particules organiques d'hydrocarbone. La crête des dunes est généralement orientée longitudinalement (ouest-est ou est-ouest). Les vents inversés soufflent aux alentours d'entre 3,6 et 6,5 km/h (2-4 miles/h) alors que le minimum pour le déplacement du sable est de 3,6 km/h (2 miles/h), vitesse que les vents usuels, East-Ouest ne semblent jamais dépasser. Il existe des variations régionales pour ce qui est de la taille et de la forme des dunes, fonction de l'altitude et de la latitude. Les champs de dunes sont la deuxième plus importante forme du relief de Titan, après ce qui semble des plaines uniformes; elles couvrent 13% du satellite. Les dunes de Titan sont gigantesques par rapport à celles de la Terre: 1 à 2km de large (0,6-1,2 miles), des centaines de kilomètres (miles) de long et près de 100m (300 pieds) de haut. On pense que le sable de Titan, de plus, n'est pas fait de silicates comme sur Terre mais d'hydrocarbones solides, venus de l'atmosphère sous forme de précipitations. Ils se sont ensuite agrégés en grains minuscules via un processus encore inconnu. En termes d'altitude, le plus les dunes sont en altitude, le plus elles sont fines et séparées entre elles ce qui laisse penser que le sable vient surtout des terres plus basses de Titan. En termes de latitude, les dunes sont confinées aux régions équatoriales, entre 30° de latitude nord et sud. Mais elles tendent à être d'une taille moins importante ce qui peut être dû aux saisons du système de Saturne: l'hémisphère sud de Titan a des étés plus courts mais plus intenses et est donc probablement plus secs. Le plus les grains de "sable" sont secs, le plus ils sont transportés facilement par le vent pour édifier les dunes. Plus au Nord, les sols retiennent plus d'humidité ce qui rend les particules moins mobiles. Les dunes de Titan sont également une interface significative entre l'atmosphère et la surface
 | Reliefs divers vus par Cassini lors de son passage à Titan du 30 avril 2006 (NB: légendes en anglais). NASA/JPL |
Des lacs de méthane et d'éthane au pôle nord de Titan sont vraisemblablement à l'origine des couches de brume qui se trouvent au-dessus du pôle nord. C'est la première fois que Cassini passait au-dessus du pôle nord, cette région étant dans l'hiver depuis l'arrivée de la mission. On pense que ces zones liquides varient en superficie dans le temps au gré des saisons. Les analyses les plus récentes des données de la sonde Huygens permettent de penser qu'une couche basse, à peine visible, de méthane et azote produit une sorte de bruine permanente sur Titan. D'où que la surface doit essentiellement avoir une texture boueuse. Cette couche atmosphérique est surplombée par la couche plus importante de glace de méthane laquelle est vraisemblablement produite par un mouvement atmosphérique du bas vers le haut. Les couches basses recouvrent la moitié du globe de Titan mais elles diminuent avec la latitude. La pluie de méthane sur Titan, chaque année, est de 5 cm (2 inches) c'est-à-dire assez peu, mais réparti sur toute l'année. Un tel crachin ne semble pas suffisant pour réellement avoir un rôle en matière d'érosion. Cassini, par la suite, a observé qu'un vaste réseau de ces lacs ou "mers" d'hydrocarbure couvre l'hémisphère nord de Titan alors que le Sud n'est enjolivé que d'un ensemble plus sporadique. Les lacs d'hydrocarbure, au Nord, pourraient avoir partiellement gelé début 2013: le méthane solide étant plus dense que le méthane liquide, il devrait couler et non flotter sous la forme de petits icebergs. Cependant, l'interaction entre les lacs et l'atmosphère fait que différents mélanges, avec ou pas des poches d'azote, sans compter le rôle des différentes températures permettent ces icebergs et même une banquise. Quand la température descend plus bas, la glace, alors, coule et forme des blocs de glace d'hydrocarbure sur le fond des lacs. Un des lacs de Titan, par la suite, a vu sa profondeur mesurée à 170m (560 ft). L'étude des données de Cassini ont ensuite confirmé que certains des lacs sont très profonds (plus de 100m (300 pieds)) ainsi que leur composition: les plus grandes des mers de l'hémisphère nord aussi bien que les lacs de plus petite taille sont composés de méthane. L'hydrologie, par ailleurs, d'un côté de l'hémisphère nord est complètement différente que celle de l'autre partie: à l'Est, on trouve des mers de grande taille et situées peu haut, avec des canyons et des îles; à l'Ouest des lacs de petite taille situés en hauteur sur des collines et des plateaux. On connaît aussi des lacs transitoires lesquels sont vraisemblablement moins profonds. L'origine des lacs de Titan pourrait se trouver dans le fait que la déformation de la croûte du satellite a créé des fissures, lesquelles se remplissent de liquide. De profonds canyons avec des falaises sont, sur Titan, ennoyés d'hydrocarbones liquides. Un réseau de ces canyons est, en particulier, Vid Flumina. Ces canyons sont étroits -en général quelque peu moins d'1km (moins d'&fac12; mile)- avec des falaises inclinées à plus de 40° et ils sont profonds: 240 à 570m (790-1870 pieds). La découverte a été faite à partir de données collectées par Cassini en 2013 via un radar utilisé comme un altimètre (on a envoyé des "ping" radio vers la surface). Ces canyons pourraient être dûs à une surrexion du terrain ou des changements dans le "niveau de la mer" de Titan voire les deux. De légers changements de température, de pression d'air ou de composition sur Titan peuvent causer les liquides riches en méthane qui se mélangent avec ceux riches en éthane à faire que l'azote est moins apte à rester en solution et à former des bulles. Cette émission d'azote, qu'on appelle "exsolution", peut aussi se produire lorsque les mers de méthane se réchauffent légèrement au cours de l'évolution des saisons sur Titan. Le mécanisme pourrait expliquer les "îles" de petite taille qui apparaissent, disparaissent -puis réapparaîssent- sur Titan: ce serait des masses formées. Un apport supplémentaire d'azote par exsolution proviendrait de l'éthane qui gèle au fond des mers, ce qui libère aussi l'azote. Le processus d'exsolution se produit également sur Terre où, par exemple, les océans absorbent le CO2
 | Une étude réalisée pendant le passage du 22 juillet 2006 montre, dans des images radar, que l'on doit considérer qu'il y a bien des lacs sur Titan. Ceux-ci sont variables en taille et en caractéristiques, et donc probablement en origine. Il semble aussi qu'ils suivent le rythme des saisons de Titan -qui est lui-même calqué sur le rythme de 29 ans de Saturne: les lacs, selon les hémisphères et les saisons, se développent ou rétrécissent. Le solstice d'été sur Titan pourrait montrer des icebergs de méthane ou d'autres signes de réchauffement, ainsi des vagues ou des bulles dans les lacs. NASA/JPL/USGS |
Le passage du 23 septembre visait essentiellement les hautes couches de l'atmosphère de Titan. Cassini devait passer au plus bas au-dessus du satellite qu'il ne l'avait jamais fait depuis le début de la mission. Aucune donnée n'a été rendue publique sur le sujet mais le passage a révélé des lacs de méthane et d'éthane
 | Lacs de méthane et d'éthane. Les lacs font aux environs de 20 km (12,5 mi). NASA/JPL |
 | Un lac plus grand, vu aux hautes latitudes, dans les régions qui entourent le pôle nord, lors du passage du 9 octobre. Longueur: 300 km (190 miles). NASA/JPL |
Les deux passages d'octobre 2006 ont permis à Cassini de collecter de nouvelles données sur Titan. Les plus importantes résident en la découverte d'une chaîne de montagnes de 160 km (160 miles) de longueur, composées de glace. Cette chaîne est probablement due à une activité de tectonique des plaques et la chaîne de montagnes est semblable à celle qui émerge sur Terre des failles du milieu des océans. Les pics des montagnes sont couverts de différentes couches de matériaux organiques. Cassini a également découvert que les dunes que l'on voit à Titan sont probablement composées de grains de sable faits de matériaux organiques
 | Titan vu lors des passages des 9 et 25 octobre 2006. La vue générale est du premier passage. Les inserts du second. NASA/JPL/University of Arizona |
Le passage du 28 décembre 2006 a permis à Cassini de faire une remarquable découverte: la sonde à vu un immense système de nuages qui couvre le pôle nord de Titan, et ce, jusqu'à 62° de latitude. Ce système météorologique, d'une part, semble faire partie du cycle des saisons sur le satellite. De plus, il durerait 25 ans, avec des intervalles de 4-5 ans et, d'autre part, le système dans son entier passerait du pôle nord au pôle sud. Il semble également que le système nuageux soit lié à la présence de ces lacs que Cassini a vu dans les régions nord précédemment, dont on pense, qu'à intervalle, ils se remplissent ou s'assèchent. Une autre vue, obtenue le 25 décembre, avant le passage, montre un intéressant système de zonage dans la stratosphère de Titan. On pense que cela serait lié à la sur-rotation de la haute atmosphère (le fait qu'elle tourne plus vite que Titan). Une autre différentation, dans l'atmosphère de Titan -plus clair au Nord, plus sombre au Sud- résulte vraisemblablement de l'influence des saisons sur le satellite. Les nuages de Titan sont composés essentiellement de méthane. Ils sont plus présents dans le ciel en hiver qu'en été (comme sur Terre). Un niveau plus élevé de nuages atmosphériques épais existe aussi. La surface a une température de -183° C (-297° F) seulement, ce qui est cependant suffisant pour faire que les lacs et les fleuves de méthane restent liquides. Semblables aux nuages stratosphériques de la Terre, on trouve ainsi des nuages de méthane sur Titan; ils se trouvent près du pôle qui est dans l'hiver et font partie de la couche de condensation qui se trouve au-dessus de ce pôle. Ils proviennent du système global de circulation atmosphérique qui fait que de l'air chaud de l'hémisphère dans l'été monte dans la stratosphère et se déplace lentement jusqu'au pôle dans l'hiver. Là, l'air retombe, en se refroidissant et permet la formation de nuages de méthane stratosphériques. D'autres nuages stratosphériques ont aussi été identifiés à Titan dont un fin et diffus nuage d'éthane (produit qui se forme de la dissociation du méthane); on a aussi observé de délicats nuages de cyanoacétylène et de cyanide d'hydrogène (qui se forment par les réactions entre les sous-produits du méthane avec les molécules d'azote). On a découvert, mi-2016, que les nuages stratosphériques au-dessus des pôles de Titan, au lieu de se former par condensation, de la glace de dicyanoacétylène (C4N2) pourrait se former du fait des réactions qui se produiraient sur d'autres types de particules de glace. La réaction serait du type chimie solide et produirait des nuages stratosphériques polaires semblables à ceux qu'on voit sur Terre. Sur Titan, les particules possèdent une couche interne de glace de cyanoacétylène (HC3N) recouverte d'une couche externe de cyanide d'hydrogène (HCN); lorsqu'un photon de lumière pénètre la couche extérieure, il peut interagir avec le HC3N et produire du C3N et de l'hydrogène. Le C3N alors réagit avec le HCN et produit du C4N2 et de l'hydrogène
->Plus sur les systèmes atmosphériques de Titan
Les températures de surface de Titan varient lentement le long du long système de saisons du système de Saturne -une année sur Saturne dure 30 années terrestres et chaque saison dure donc 7 ans et demi. Comme pour la Terre, la quantité de lumière solaire reçue varie selon la latitude, fonction de l'altitude du Soleil dans le ciel au long de l'année saturnienne. Lorsque la mission Cassini est arrivée à Saturne, en 2004, c'était la fin de l'été pour l'hémisphère sud de Titan; l'équinoxe a été atteint en 2009 (c'est également à cette saison que la mission Voyager 1 avait observé le système saturnien en 1980). Lorsque Cassini a atteint Titan, des nuages et des chutes de pluie de méthane étaient observés dans l'hémisphère sud, signe de l'été austral. Les modèles climatiques prévoyaient que les pluies se déplaceraient vers l'hémisphère nord, où le solstice devait se produire en 2017 mais les nuages n'y étaient toujours pas apparus en 2016. La température maximale mesurée à Titan est de -179,6°.C (-292°F, 93,6°. Kelvin) avec une amplitude des températures moindres que sur la Terre puisqu'aux pôles du satellite, en hiver, les températures ne sont plus froides que de 3,5°.C (3,5°F ou Kelvin). La différence de couleur entre la couche de brume de haute altitude, qui est bleue, et l'atmosphère principale, qui est orange, pourrait être due au fait que la brume d'altitude se compose de particules de plus petite taille que celles de la dernière
La brume de Titan est tout simplement du pétrole -mais sans le souffre. Elle est constituée de minuscules gouttelettes d'hydrocarbures auxquelles se mélangent des produits chimiques plus nocifs. La couleur orange de Titan résulte d'un mélange d'hydrocarbones (des molécules contenant de l'hydrogène et du carbone) et d'éléments porteurs d'azote, dits des "nitriles". D'autres gaz aussi existent, ainsi les "aromatiques", une sous-famille des hydrocarbones. Titan est le seul satellite du système solaire qui possède une atmosphère équivalent à celle d'une planète. Il s'agit d'une atmosphère complète: éclairs, bruine et, de temps à autre, pendant les étés, des averses venant de nuages de méthane ou d'éthane. Des nuages de particules de glace, semblable aux cirrus de la Terre ont également été observés, avec leur apparence blanche, différente de la teinte brunâtre générale de l'atmosphère. Ils sont optiquement fins et diffus. Seule une petite quantité de lumière pénètre dans la brume de Titan. Elle est, en fait, essentiellement, composée d'azote, comme l'est l'atmosphère terrestre. Le centre des processus qui fait pleuvoir des hydrocarbures sur la surface de Titan, y former des lacs, des canaux et des dunes est la dernière étape d'un mécanisme qui commence dans les parties les plus hautes de l'atmosphère: la brume brun-orange, typique de Titan, commence lorsque la radiation solaire frappe les molécules d'azote et de méthane dans l'ionosphère, ce qui crée un mélange d'ions négatifs et positifs. Les collisions entre molécules et ions permettent aux premières de croître et de devenir des aérosols plus gros et plus complexes. Plus bas dans l'atmosphère, ces aérosols entrent à leur tour en collision les uns avec les autres, s'aggrègent; dans le même temps, ils interagissent avec d'autres particules neutres. L'atmosphère de Titan ne possède ni oxygène ni eau. Par contre elle contient de petites quantités de matériaux organiques, dont des membres de la famille des hydrocarbures comme le méthane, l'éthane et le propane. Plus d'une demi-douzaine d'hydrocarbures, dont du propylène (dont on fait le plastique sur Terre) ont été identifiés sous une forme gazeuse mais il y en a probablement beaucoup plus. En termes de nuages, le cycle commence haut dans l'atmosphère de Titan: une partie de méthane est dissoute et se reforme en éthane et autres hydrocarbures ou se combine avec de l'azote pour former des nitriles. Tous ces éléments peuvent probablement former des nuages si suffisamment s'accumulent dans une aire suffisamment froide. Ces températures favorables à la formation de nuages se trouvent dans les profondeurs glacées de la stratosphère et on pense que les composés sont entraînés vers le bas via un courant de gaz constant qui coule du pôle de l'hémisphère le plus chaud vers le pôle de l'hémisphère le plus froid. L'arrivée du gaz "vole" du gas à l'hémisphère chaud et accroît la quantité des nuages dans l'hémisphère froid. Les nuages se trouvent dans les deux hémisphères de Titan et le cycle fonctionne au rythme des saisons du système saturnien. Un énorme nuage tourbillonnant, de plusieurs centaines de kilomètres au pôle sud et à 300km d'altitude, a ainsi résulté du changement de saisons: de grandes quantités d'air chauffé par le Soleil pendant le printemps boréal se sont écoulés vers le Sud. Ce refroidissement rapide du Sud pourrait être une conséquence de la circulation atmosphérique, laquelle a transporté de grandes masses de gaz vers le Sud depuis le changement des saisons en 2009 et du fait que l'hémisphère sud de Titan est moins exposé, depuis, au Soleil. Une circulation globale, dans la stratosphère, envoie un courant de gaz chauds de l'hémisphère dans l'été vers le pôle qui est dans l'hiver; cette circulation s'inverse avec le changement de saison (il y a nuages sur le pôle qui connaît l'hiver). Saturne connaît 4 saisons distinctes, comme sur Terre; chacune, cependant, durent 7 de nos années... Ces nuages stratosphériques de Titan pourraient être les équivalents des quelques nuages stratosphériques que l'on rencontre sur Terre au-dessus de l'Antarctique -et quelquefois de l'Arctique- pendant l'hiver; ils se forment dans l'air exceptionnellement froid qui est piégé au centre du vortex polaire, ce fort courant de vents qui entoure, haut dans la stratosphère, le pôle. La région est également celle où se trouve le trou de la couche d'ozone. Il y a aussi un vortex polaire sur Titan et il se pourrait même qu'il y ait aussi un trou de la couche d'ozone (le vortex présente des "murs")... Ce degré de ressemblance intrigue les astronomes, lesquels soulignent que les compositions et les chimies des nuages stratosphériques sont différentes sur les deux corps célestes. Au cours d'un été austral, sur Titan, le système de circulation fera donc que le gaz commencera à s'écouler du Nord vers le Sud et les cirrus d'altitude se rencontreront essentiellement dans l'hémisphère sud. Par contre, on ne sait pas comment, alors, disparaît le vortex lors du changement de saison; sur Terre, ce changement est très heurté et très dynamique. Un nuage de glace observé au-dessus des pôles pendant l'hiver local est également lié à ce système d'air chaud qui s'élève d'un hémisphère dans l'atmosphère et est transporté au pôle froid de l'autre hémisphère; l'air, refroidi, descend et forme, dans les basses couches, ce nuage de glace (un mécanisme qui semble semblable à la cellule de Hadley qui, sur Terre, transporte de l'air chaud et humide des tropiques jusqu'au latitudes moyennes plus froids. Si l'équinoxe de printemps sur Titan a eu lieu en août 2009, il a fallu attendre début 2012 pour être sûr de l'inversion, qui a ainsi commencé après que le changement réel de saison soit survenu. La composition de ce nuage est encore inconnu; il pourrait jouer sur Titan le rôle d'un trou dans la couche d'ozone. Des courants atmosphérique globaux existent sur Titan et varient selon les saisons saturniennes. L'atmosphère de Titan est essentiellement composée d'azone avec un peu de méthane et d'autres molécules complexes d'hydrocarbones (hydrogène et carbone). Une chimie complexe et riche, qui provient du méthane et de l'azote et qui évoluent en molécules complexes, finit par former le brouillard de Titan. La source du méthane reste un mystère car il est décomposé, dans l'atmosphère, par la lumière solaire en relativement peu de temps puis les fragments de méthane se recomposent, dans la haute atmosphère, en des hydrocarbones plus complexes, ce qui donne la brume orange qui masque la surface de Titan. Quelques-unes des plus grandes particules tombent à la surface sous forme de pluie. A la surface, elles peuvent s'associer pour former une forme de sable. Pour que le méthane de Titan puisse rendre compte des divers processus géologiques observés, il faut qu'il ait existé dans l'atmosphère durant au moins plusieurs centaines de millions d'années; mais la quantité actuelle de méthane de Titan, par exemple, devrait être décomposée par le Soleil en moins de 10 millions d'années. Donc soit Titan a possédé beaucoup plus de méthane dans le passé, soit du méthane est re-créé. Les liquides, sur Titan, consistent d'hydrocarbones soit sous forme de sédiments humides, soit d'environnements marins ou lacustres de faible profondeur. Une activité météo renouvelée, en 2014, pourrait signaler le début des tempêtes de l'été prédites par les modèles atmosphériques du pôle nord du satellite: un système de nuages s'est développé et dissipé au-dessus d'une mer importante de méthande pendant plus de 2 jours. Ces nuages ont atteint la vitesse de 11 à 16 km/h (7 à 10 miles/h). Comme une énorme tempête avait balayé les latitudes nord fin 2010, on n'avait, depuis, observé que peu de nuages. On ne sait cependant pas si de tels nuages sont liés aux mers. Un fin "nuage polaire sud de haute altitude", qui contient une glace hybride toxique, a été observé à une altitude d'environ 160 à 210km (100 à 130 miles), loin au-dessus des nuages de pluie de méthane de la troposphère de Titan, ce qui montre encore la chimie complexe qui se produit dans l'atmosphère du satellite. Sur Titan, différents types de gaz se condensent en nuages de glace à différentes altitudes mais parce que
chaque type de nuage forme sur une gamme d'altitudes, il est possible pour certaines glaces de se condenser simultanément et de former un mélange. Chaque saison du système saturnien dure 7 ans
 | Le système de nuages du pôle nord de Titan (à droite) et les bandes de la stratosphère (à droite; vue dans l'ultraviolet). La stratosphère de Titan est la partie brumeuse de l'atmosphère qui lui donne sa teinte brunâtre-orange. NASA/JPL/Space Science Institute (left) and NASA/JPL/University of Arizona (right) |
 | nuages de méthane sur Titan. NASA |
 | Deux autres vues des bandes stratosphériques de Titan (en couleur à gauche; dans le violet visible à droite). Des vues prises par la suite montrent que la structure s'organise en bandes plus fines que celles vues sur cette photo. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | le vortex polaire sud de Titan (le Nord est en haut). picture courtesy NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
Le passage du 22 février 2007 a été un passage quasi-polaire. Il a permis de voir encore de nouvelles structures sombres, dont on pense qu'il s'agit de lacs. Les structures vues cette fois, cependant, sont si vastes que, si elles s'avèrent réellement des surfaces liquides, on pourrait parler de "mers". Une des zones est plus vaste que le lac Supérieur aux Etats-Unis alors qu'une autre est à peine plus petite que la mer Caspienne. D'autres structures en lacs ont également été vues au pôle sud. Toutes ces zones, si elles se révèlent réellement des zones liquides, seraient constituées de méthane et d'éthane liquides et, comme le cycle mers-nuages sur Terre, elles participeraient au cycle du méthane sur Titan
 | Vues générales (à gauche) et détaillées (à droite) de "mers" près du pôle nord de Titan. site 'Amateur Astronomy' à partir d'images NASA/JPL/Space Science Institute et NASA/JPL |
Alors que Cassini poursuit ses passages à; Titan, l'équipe du vaisseau a fait paraître une nouvelle carte de la lune de Saturne. Par ailleurs, 60% de la région polaire nord a maintenant été cartographiée. La carte montre les lacs de la région. Les astronomes, maintenant, vont essayer de voir si les lacs d'hydrocarbone sont aussi nombreux au pôle sud qu'au pôle nord. Ils pensent, maintenant, que ces lacs ont dû être créés par du volcanisme ou un phénomène d'érosion de type karstique. Les lacs et les mers de Titan ne sont pas distribuées symétriquement en termes de latitude. Ces étendues d'éthane et de méthane liquides se trouvent majoritairement dans l'hémisphère nord, ce qui tend à laisser penser que les sols sont plus humides (ce qui est dû aux saisons du système de Saturne: l'hémisphère sud de Titan a des étés plus courts mais plus intenses et est donc probablement plus secs). Sur une saison de Titan, les lacs du Nord sont restés les mêmes. Des images montrent qu'au pôle sud, il y a eu aussi, dans le passé, des mers de faible profondeur (475 sur 280km (300 sur 170 miles) et quelques centaines de mètres (de pieds) de fond). Ontarius lacus, le lac le plus grand du Sud, se trouve actuellement au sein d'anciennes rives (ce serait donc, à l'instar de la mer d'Aral une forme de version asséchée d'une mer ancienne). Avec plusieurs centaines de mètres de profondeur et nourris par des canaux semblables à des rivières, certains des lacs se remplissent et s'assèchent pendant le cycle saisonnier de 30 ans du système saturnien. Les lacs de Titan rappellent ce qu'on appelle, sur Terre, des reliefs karstiques. Des cycles de changement orbitaux, semblables aux cycles de Milankovic pour la Terre, amèneraient un transfert sur le long terme (des cycles de 100000 ans) d'hydrocarbones liquides d'un pôle à l'autre. La chimie pré-biotique est vraisemblablement impactée par un tel cycle. Comme on a observé des dunes dues au vent sur Titan, les astronomes se sont étonnés pourquoi on n'avait pas encore observé de vagues sur les lacs de Titan; pour ce faire, il faudrait des vents plus forts que pendant l'hiver, vitesse qui pourrait être atteinte pendant le printemps et l'éé. Le réchauffement d'un hémisphère pourrait aussi produire des ouragans sur les mêmes bases que les ouragans terrestres
 | Carte du pôle nord de Titan, qui montre que la région est parsemée de lacs de différentes tailles. NASA/JPL/USGS |
 | Cette vue du pôle nord de Titan, qui montre les lacs et les mers de la région, a été prise par Cassini lors de son dernier passage au satellite de Saturne. Comme pendant l'été austral une activité nuageuse avait été observée au pôle sud, les scientifiques ont été étonnés de n'observer que quelques nuages de petites tailles pendant l'été boréal -ce que pour quoi aucune explication existe. NASA |
 | Le Soleil se reflète sur les mers d'hydrocarbone de Titan. NASA |
 | Carte globale de Titan la plus récente. NASA/JPL/Space Science Institute |
Les passages de Cassini à Titan ont permis, maintenant, de déterminer que de grands ions "négatifs" se forment dans les régions supérieures de l'atmosphère de la lune puis descendent vers les zones plus proches de la surface. C'est sans doute cela qui donne la brume de Titan. Ces ions, grands -10000 fois la masse d'un atome d'hydrogène, forment, par ailleurs, la base pour la formation de molécules plus élaborées, tels les hydrocarbones aromatiques polycycliques
Ce passage a produit des images du pôle sud. D'une façon générale, on a observé qu'il y avait moins de lacs de méthane au pôle sud de Titan qu'au pôle nord. Cela pourrait être dû au fait que l'excentricité de l'orbite de Saturne expose Titan aux saisons de la planète et que la variation de la lumière affecte les cycles des pluies et de l'évaporation. Le mouvement, de plus, amènerait à un mouvement du méthane du Sud vers le Nord. Il y aurait, de plus, à Saturne des cycles de variation du climat de longue durée (semblables aux cycles de Milankovitch pour la Terre), lesquels amèneraient une inversion du mouvement du méthane. Des lacs pérennes ou des étangs, qui ont été observés en juin 2012, existent aussi aux tropiques de Titan, entre autres dans la région de Shangri-la, l'un d'eux ayant une profondeur d'au moins 1m (3 feet). L'origine de ces lacs, pour ce qui est du méthane, consiste sans doute en une nappe souterraine. Les lacs de Titan semblent connectés, en-dessous la surface; par quelque chose de semblable à un système de nappe phréatique; les hydrocarbones semblent couler de façon souterraine de sorte que des lacs voisins communiquent entre eux et ont on niveau semblable. Les lacs polaires, eux, pourraient être dû à une circulation atmosphérique globale par laquelle le méthane des régions équatoriales du satellite s'évapore et est transporté par les vents aux pôles nord et sud; les températures plus froides font qu'il s'y redépose. On n'a détecté de la pluie de méthane aux tropiques qu'une seule fois (avec évaporation), pendant la saison des pluies récente. Les lacs d'hydrocarbones de Titan ont une remarquable longétivité. Un modèle pense que le cycle du méthane de ces lacs est rapide -en termes géologiques. Les lacs, par ailleurs, s'évaporent très lentement alors que le méthane le fait rapidement; d'où qu'on pense que les lacs doivent être surtout composés d'éthane, lequel s'évapore lentement. La grande majorité des lacs de Titan voit son méthane renouvelé via les chutes de pluie venant des nuages de l'atmosphère. Des nappes souterraines participent aussi à la vie de certains lacs: des matériaux, des clathrates, forment un réservoir au fond des nappes, y piégeant, au contact de glace d'eau, du méthane sous la forme de propane et d'éthane. Ces réservoirs, qui peuvent atteindre jusqu'à des kilomètres de profondeur, pourraient alimenter des rivières et des lacs distincts de ceux composés de méthane. Les lacs, aussi, ne se remplissent pas rapidement. Plus de 1,6 millions de km2 (620 000 miles carré) de la surface de Titan -soit 2% de la surface- est couverte de mers de méthane. Une étude de 2016 montre que l'une de ces mers se renouvelle du fait que des pluies de méthane y ont lieu ou que l'éthane est piégé dans la croûte sous-marine (ou qu'il s'écoule dans une mer adjacente). La Ligeia Mare a une profondeur de 160m (525 pieds). L'azote et le méthane, dans l'atmosphère de Titan, réagissent et produisent une grande variété de matériaux organiques; les plus lours tombent à la surface soit directement soit via des nuages porteurs de pluie de méthane, ou des rivières. Les nitriles et les benzènes coulent au fond des mers. Titan, avec ces lacs, est le seul autre endroit du système solaire, avec la Terre, à posséder des zones liquides stables à sa surface. Un point de vue est que le volume actuel de méthane de Titan pourrait avoir trouvé son origine, il y a très longtemps, dans un gigantesque afflux venant de l'intérieur (peut-être après un impact de grande taille); aussi, le méthane pourrait-il s'épuiser dans quelques dizaines de millions d'années; en effet, il n'est pas renouvelé et il s'évapore ou se transforme en éthane ou autres molécules lourdes
 | On voit moins de lacs de méthane au pôle sud. NASA/JPL |
 | Le pôle sud, cependant, fournit de nombreuses preuves d'une ancienne activité de style fluvial. NASA/JPL |
Passages suivants et images additionnelles
Après le passage du 28 mai 2008, plus aucun passage de Cassini ne fait l'objet d'une notice spécifique. Au contraire, toutes les données présentant un intérêt sont présentées dans cette section (une date entre parenthèse permet de dater les données; les données sous forme de texte seulement, qui sont données ci-après, ne posssèdent habituellement pas d'image associée)
Pour ce qui est de l'atmosphère de Titan, suite à l'équinoxe d'août 2009, qui a entraîné la formation d'un vortex et une concentration gazeuse à des altitudes qu'on ne pensait pas si élevées, les saisons ont rapidement changé sur Titan. A l'arrivée de Cassini dans le système saturnien en 2004, la mission avait reépéré un vortex, avec une chappe de gas enrichi et un brume dense haut au-dessus du pôle nord, alors dans l'hiver. Après l'équinoxe, le printemps est arrivé dans l'hémisphère nord du satellite et l'hémisphère sud a vu l'arrivée de l'automne. Le changement d'illumination s'est traduit par une inversion rapide de la direction de la circulation de la cellule atmosphérique unique qui joint les pôles: les gaz, au Nord, sont montés en altitude et ils sont descendus au Sud. Au sud, malgré le plus faible ensoleillement, on a assisté à une hausse des températures à des altitudes de 400-500km (250-310 miles) car les gaz qui se trouvaient à cette altitude ont été compressés du fait de leur descente dans le vortex sud en formation et la concentration s'est encore poursuivie. On a mesuré que les molécules descendaient dans l'atmosphère à une vitesse de 1 à 2 mm/s. On en a déduit que la couche de brume détachée de l'atmosphère, qu'on observe à Titan, à 400-500km (250-310 miles) et qu'on pensait être le "plafond" de la circulation pôle à pôle de la moyenne atmosphère sous la forme d'une cellule unique ne l'était pas et que les molécules complexes qui forment cette couche sont produites plus haut puis descendent vers cette altitude; l'aspect de la brume en est modifié, peut-être parce que les particules de gaz s'agrègent entre elles. L'altitude de cette couche peut varier, en relation avec le cycle climatique saisonnier de Titan, de quelque 110km. Les vortex de Titan, d'une façon générale, sont de monstrueux nuages d'éléments gelés dans la basse à moyenne stratosphère (la couche au-dessus de la troposphère, là où a lieu la météorologie de Titan). Le vortex polaire sud, par exemple, se trouve à une altitude de 300km (186 miles) et un nuage massif de glace se trouve en-dessous. Chaque saison de Titan duren 7 années terrestres et demi. Le vortex sud se forme comme les nuages de pluie sur Terre sur la base de l'évaporation mais, sur Titan, c'est du méthane qui s'évapore. La circulation de l'atmosphère transporte les gaz du pôle de l'hémisphère dans l'été au pôle de l'hémisphère qui connaît l'hiver: au pôle froid, l'air chaud tombe; ces gaz sont un mélange d'hydrocarbones de type smog et de nitriles -des éléments chimiques porteurs d'azote; ils rencontrent des températures de plus en plus froides au fur et à mesure qu'ils chutent (les gaz différents se condensent à des températures différentes, ce qui donne différentes couches de nuages sur une étendue d'altitudes)
Le plus haut point de Titan est un pic de 3337m (10948 pieds) d'altitude; il se trouve au sein d'un trio de crêtes montagneuses nommées les Mithrim Montes. Tous les plus hauts sommets de Titan atteignent vers les 3000m (10000 pieds) d'altitude. La plupart des plus hauts pics du satellite semblent se trouver près de l'équateur. Les processus d'érosion qui agissent, sur Terre, sur les montagnes, existent aussi sur Titan -mais avec des pluies et des rivières de méthane- mais les processus érosifs sont plus lents du fait qu'il y a moins d'énergie solaire dans l'atmosphère pour alimenter les alimenter. Les montagnes de Titan pourraient aussi être dues à la tectonique, laquelle serait engendrée par la rotation du satellite, les forces gravitationnelles de Saturne ou le refroidissement de la croûte
 | Cette carte donne la direction générale des vents sur Titan à partir de l'observation des dunes. Elle pourrait n'être qu'une approximation car des vents de directions différentes pourraient contribuer à la formation de celles-ci (février 2009). Une saison, sur Titan, en corrélation avec les saisons du système de Saturne, dure aux alentours de 7 années terrestres. L'activité nuageuse a décru près des deux pôles alors que ces régions avaient été lourdement chargées en nuages pendant le dernier été austral, jusqu'en 2008, quelques mois avant l'équinoxe sur Titan. Au cours de 6 ans, les astronomes ont vu que les nuages se groupent en trois régions de latitude: les grands nuages se trouvent au pôle nord, des nuages en patchs au pôle sud et une bande étroite de nuages, enfin, se trouve vers 40° de latitude sud. Il semble qu'une circulation atmosphérique saisonnière fait que les nuages du pôle sud disparaissent complètement juste avant l'équinoxe et les nuages, au Nord, s'amincissent. Selon les modèles élaborés, l'activité nuageuse va probablement s'inverser d'un hémisphère à l'autre dans les prochaines décennies au fur et à mesure que l'on va avancer en direction de l'hiver austral. Au moment du printemps de l'hémisphère nord, on a vu des nuages brillants se grouper autour de l'équateur. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Une vue de l'atmosphère de Titan. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Vue détaillée des couches de la haute atmosphère au-dessus du pôle de Titan. On ne sait pas encore si ces structures sont des couches, ou des ondes (18/01/2006, distance: 2,2 millions de km -1,4 million de miles); les divisions de la couche de brume se trouvnt à 200, 375 et 500 km (124, 233 and 310 miles) au-dessus de la surface. L'activité qui pourrait mener à la vie serait améliorée à Titan par le fait qu'arriveraient dans l'atmosphère des atomes d'oxygène éjectés depuis les geysers d'Encelade. Ils y seraient capturés dans des structures sphériques constituées d'atomes de carbone. Protégé par ces capsules, l'oxygène pourrait descendre à la surface de Titan sans être altéré. Dans l'atmosphère, de plus, ces structures se lieraient à des composés de style hydro-carbones aromatiques polycycliques (que l'on trouve aussi sur Terre, par exemple, dans le pétrole ou le charbon, qui sont les dérivés de carburants fossiles); des rayons cosmiques, de plus, bombardent ces paquets d'oxygène enfermés dans des atomes de carbone et produisent des matériaux organiques plus complexes tels des amino-acides. Ainsi, de l'oxygène, plus généralement, dans un système planétaire, pourrait bien être éjecté par du cryo-volcanisme et être transporté, par les champs magnétiques d'une magnétosphère, jusque dans les atmosphères des satellites du système. L'usine à hydrocarbones de l'atmosphère de Titan fonctionne à base de méthane (une molécule faite d'un atome de carbone et de 4 atomes d'hydrogène). Le méthane, cependant, est continuellement détruit par le Soleil qui le décompose entre diverses molécules et particules (son isotope, basé sur du carbone-13, dure plus longtemps). Le méthane ainsi pourrait durer, sur Titan entre 1,6 milliard ou 10 millions d'années. Les deux hypothèses supposent que le méthane a été injecté dans l'atmosphère de Titan par un dégazement massif qui est probablement venu d'une restructuration de l'intérieur du satellite, les matériaux lourds sombrant vers le centre et les plus légers remontant à la surface. Les clathrates de méthane pourrait être à l'origine du renouvellement du stock de méthane: on les trouve sur Terre au fond des océans et certains pensent que Titan pourrait contenir un océan souterrain d'eau mélangée à de l'ammoniaque (qui agirait comme anti-gel). Le méthane, ainsi, se détacherait des structures de clathrate lors d'épisodes cryo-volcaniques voire filtrerait plus simplement via des fractures dans la croûte du satellite. Dans tous les cas, tout renouvellement global du méthane n'a pas pu durer plus d'1 milliards d'années. On pense habituellement that le méthane de Titan a dû se former longtemps après la formation de Titan même, la dernière éruption massive ayant eu lieu entre 350 millions et 1,35 milliard d'années (la surface n'ayant qu'entre 200 millions à 1 milliard d'années). On estime actuellement l'âge du méthane atmosphérique à moins d'1 milliard d'années. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Un grand nuage d'éthane a été observé par Cassini à des dates variées, juste au-dessus de 50° de latitude Nord (image A prise le 13/12/2004, B le 22/08/2005, C le 21/08/2005 et D le 07/09/2005). NASA/JPLUniversity of Arizona |
 | L'intérieur de Titan tel qu'il a été estimé par Cassini à partir des données du champ gravitationnel de la Lune pourrait bien être un mélange froid de glace et de roches. Les 500 km (300 miles) les plus à l'extérieur seraient essentiellement de la glace. Un océan interne pourrait également exister dans la partie basse de cette couche extérieure. Titan pourrait bien être moins géologiquement actif que prévu car des études de 2011 pensent que l'intérieur de la lune pourrait être froid et la géologie active de Titan avoir disparu depuis longtemps. Cela laisserait donc les cryo-volcans sans énergie pour les faire fonctionner et ceux-ci ne pourraient donc plus être considérés comme la source du renouvellement du méthane de l'atmosphère. Le relief de Titan devrait donc essentiellement aux pluies, à l'érosion par les vents et aux cratères d'impact. Les chercheurs pensent que Titan est plus semblable, en fait, à Callisto, le satellite jupitérien, si celui-ci avait une météo. L'intérieur de Callisto est froid aussi et au lieu d'érosion par les éléments, on y a de l'érosion par l'évaporation de la glace de surface. NASA/JPL |
 | voici un nouveau modèle de l'intérieur de Titan, en date de mars 2012, qui pense que l'intérieur du satellite s'est complètement différentié (les légendes sont en anglais, de haut en bas: surface et atmosphère riche en composés organiques, enveloppe extérieure découplée (glace d'eau et clathrate), océan souterrain global, enveloppe avec glace sous haute pression, core de silice hydreux (vers 2000km de rayon)). Un coeur constitué entièrement de roches porteuses d'eau et un océan souterrain sont présents. Le manteau est fait de couches de glaces, l'une de glace sous haute pression plus près du coeur et une enveloppe externe qui surplombe l'océan. Le nouveau modèle exclut un coeur métallique et est en accord avec les données magnétomètre de Cassini qui laissent supposer un intérieur rocheux, relativement froid et humide. Comme, par la suite, on a vu que la croûte de glace de Titan varie en épaisseur, elle pourrait être en train de se rigidifier, ne laissant que la possibilité de quelques "points chauds" pouvant laisser passer du méthane nouveau. Les données gravitationnelles, par ailleurs, supposent un océan à forte densité, lequel devrait donc probablement être un mélange très salé d'eau et de sels (soufre, sodium, potassium). A. D. Fortes/UCL/STFC (traduction des légendes site 'Amateur Astronomy') |
 | un autre modèle, de juin 2012, a déduit, des données qui montrent que Saturne crée des marées gravitationnelles sur Titan d'aux alentours de 10m (30 ft) et que le satellite ne doit pas être entièrement constitué de matériau rocheux solide, que Titan possède vraisemblablement une couche d'eau liquide en-dessous celle de glace de la surface. De telles mesures gravimétriques sont les meilleurs données disponibles concernant la structure interne de Titan. Un océan souterrain n'aurait pas à être énorme ni profond pour rendre compte des données: il suffit d'une couche liquide entre l'enveloppe extérieure déformable et le manteau solide. Un tel océan servirait aussi de réservoir à méthane. La couche de glace extérieure de Titan pourrait être rigide et des éléments du relief à la surface pourraient être associé à de grandes "racines" qui s'étendraient dans l'océan souterrain: les mesures de gravité ont montré que chaque relief important est "compensé" par une "racine", laquelle est suffisamment importante pour équilibrer la gravité du relief, quelque chose, finalement, de semblable à un iceberg. Une telle couche extérieure rigide rendrait difficile le volcanisme de glace ou qu'une tectonique des plaques recyclât une telle couche. L'océan pourrait être constitué d'eau et d'ammoniaque et se trouver à 55-80 km (35-50 miles) en-dessous la surface. NASA (traduction des légendes site 'Amateur Astronomy') |
 | l'arrivée du printemps boréal fait que les nuages et les pluies sur Titan se déplacent vers les régions équatoriales. Les averses voire les tempêtes assombrissent la surface car des régions demeurent humide après les pluies de méthane. Les températures de surface, par ailleurs, répondent plus rapidement que l'atmosphère, qui est épaisse, aux changements saisonniers en termes de lumière solaire. Les précipitations affectent de vastes surfaces de régions dunaires -qui sont le paysage dominant des régions équatoriales de Titan- alors que ces régions sont le plus souvent exposées à un climat aride. Ces variations saisonnières pourraient expliquer que les canaux des paysages de Titan sont probablement taillés par des pluies saisonnières et pas les restes d'un climat ancien qui aurait été plus humide. Les régions tropicales terrestres, elles, présentent un climat plus stable, avec une bande de mouvements de convection et de nuages de pluies. Sur Titan, de telles zones tropicales semblent donc n'exister qu'au moment des équinoxes alors, qu'aux solstices, elles gagnent les latitudes plus élevées. NASA/JPL/Space Science Institute |
 | évolution, sur près de 5h, d'un champ de nuages brillants près du pôle sud de Titan, qui doivent être composés de méthane. L'échelle en pixels varie de 2,2 à 2 km/pixel (1,4-1,2 miles/pixel) et les plus fins détails observés ont à peu près 10 km (6 miles). NASA/JPL/Space Science Institute |
 | Cette vue en couleurs naturelles montre les couches individuelles de brume qui se distinguent dans la haute atmosphère au-dessus du pôle nord de Titan. C'est la chimie riche et complexe du méthane et de l'azote, évoluant en des molécules complexes, qui forme finalement ce brouillard (la petite vue montre les couches près du pôle sud). Les couches les plus hautes apparaissent bleu et les plus basses orange, différence qui pourrait venir de la taille des particules (plus petites pour les couches bleues, plus grandes pour les couches oranges). Le vortex polaire nord de Titan (ou "hood", en anglais) a commencé de s'inverser, passant au Sud, vers décembre 2011 lorsque l'hémisphère sud de Titan est entré dans l'hiver saturnien. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Titan change avec les saisons et même avec le jour. Les nuages d'éthane, par exemple, ont perdu de l'épaisseur et ont reculé lorsqu'on est passé, dans l'hémisphère nord, de l'hiver au printemps en 2012 (ils recouvraient entièrement le pôle nord jusqu'à 55° de latitude nord fin 2006. Le processus dit de convection à cellule ouverte, ou de l'air sombre au centre de la cellule mais monte à ses bords et forme des nuages là, pourrait être impliqué. Un changement journalier -le jour, sur Titan dure 16 jours- a lieu, également entre les 95 degrés K du matin et le nettement plus chaud (1° K de plus) de la fin d'après-midi. Egalement, par exemple, une brume de haute altitude et un vortex au-dessus du pôle sud de Titan, semblable à convection cellulaire qu'on voit souvent au-dessus des océans terrestres (qui ont lieu cependant bas et pas en altitude), sont un signe d'un changement se saison, le Sud passant à l'hiver. La circulation atmosphérique en altitude se déplace du pôle nord illuminé au pôle sud qui se refroidit et cause des courants descendants au-dessus du pôle sud. NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/CNRS/LPGNantes/SSI |
 | Cette vue est un rendu artistique des changements observés sur Titan en termes d'effets atmosphériques avant, pendant et après l'équinoxe de 2009. Au début de la mission dans le système saturnien, Titan présentait un "capuchon" de brume dense et gazeuse (en blanc), situé dans un vortex au-dessus du pôle nord ainsi qu'un "point chaud" de haute altitude (en rouge) -le pôle nord à l'époque étant en éloignement du Soleil (on était encore en hiver). Au moment de l'équinoxe, les deux hémisphères reçurent une quantité égale de chaleur. Puis, le pôle nord pointant vers le Soleil, on est passé au printemps (et l'hémisphère sud passant à l'automne). Depuis l'équinoxe -et jusqu'en 2011- on voit encore une accumulation significative de restes de gaz au-dessus du pôle nord même si le vortex et le point chaud ont presque totalement disparu. Des éléments semblables ont alors commencé de se développer au pôle sud et se voient encore actuellement. Ces observations correspondent à -immédiatement après l'équinoxe- l'inversion à grande échelle de l'atmosphère de Titan -laquelle consiste en une seule cellule de circulation atmosphérique pôle à pôle: il y a montée de gaz dans l'hémisphère qui est en été et, corrélativement, descente dans l'hémisphère qui est en hiver (légende en anglais: Titan's seasonal change (changements saisonniers sur Titan), Southern summer (été austral), Southern winter (hiver austral). site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image ESA/NASA |
 | Cette vue de Titan sur le fond de Saturne et Dioné montre, de façon intéressante, comment les couches de brume de l'atmosphère sont transparentes. Le Nord est en haut. Les astronomes, par ailleurs, s'interrogent sur la présence importante de gaz -le méthane, l'argon 40, par exemple- dans l'atmosphère car il ne semble pas qu'ils aient pu provenir de l'intérieur de la planète. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Cette vue en fausses couleurs a été prise via une image infrarouge et deux filtres -vert et bleu- pour donner à la fois cette vue de la surface et d'une zone de nuages d'été s'étendant au-dessus des latitudes nord. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | On voit sur cette image à la fois la cape polaire nord de Titan (en haut) et une brume bleue faible au-dessus du pôle sud (en bas). Les récentes images de la mission Cassini laissent penser qu'on assiste à une inversion des vortex, celui du Nord passant au Sud, le tout lié au mécanisme des saisons. Une faible lueur, d'une façon générale, émane de l'atmosphère de Titan et ceci depuis une altitude faible (aux alentours de 300 km -190 miles). Le phénomène provient vraisemblablement de rayons cosmiques qui parviennent jusqu'à cette altitude ou d'une lumière émise par de quelconques réactions chimiques. Les molécules d'azote de Titan pourraient aussi être impliquées. Une émission extrêmement faible (haut, à 700km -400 miles) est également observée du fait que les particules chargées électriquement de la magnétosphère de Saturne éjectant les électrons des molécules de l'atmosphère. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | Certains processus qui impliquent de la chaleur pourraient exister sur Titan où l'on a observé un relief semblable à ce qu'on peut trouver sur Vénus: une région en dôme, de 30km (20 miles) de diamètre y existe au sommet d'un volcan de grande taille, le Kunapipi Mons. La structure observée sur Titan a 70km (40 miles) de diamètre et pourrait résulter d'une montée de magma, ce qu'on appelle sur Terre, une "lacolithe", une intrusion de magma. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute |
 | on est certain maintenant que des hydrocarbones complexes dans la haute atmosphère de Titan, qui ont ensuite évolué en hydrocarbone annulaires complexes, ou PAH (en anglais, "polycyclic aromatic hydrocarbons); ils donnent au satellite sa brume typique, orange-brun. Ces composés PAH s'agglomèrent en plus grandes particules et ils descendent dans l'atmosphère où ils se transforment en les particules qu'on trouve dans la couche la plus basse de la brume de Titan. Ces hydrocarbones lourds du haut de l'atmosphère se forment de molécules simples lesquelles résultent du bombardement par les rayons solaires ou les particules énergétiques provenant de Saturne, au-dessus de 1000km (600 miles), dissociant l'azote et le méthane. Se forment alors des ions et des électrons massifs, qui, via une chaîne de réactions chimiques, forment une variété d'hydrocarbones. Ces réactions produisent finalement des aérosols à base de carbone, qui sont de grands groupes d'atomes et molécules, plus bas, dans la brume, bien en-dessous de 500km (300 miles). Ce sont les densités les plus importantes de la haute atmosphère qui permettent la croissance de ces grands groupes. Les PAH sont très efficaces dans l'absorption de l'ultraviolet du Soleil, le redistribuant dans les molécules et, finalement, l'émettant dans l'infrarouge y compris dans l'environnement raréfié de la haute atmosphère de Titan, là où les collisions entre molécules ne sont pas très fréquentes (diagramme en anglais; nitrogen: azote). ESA/ATG medialab |
 | Grâce à une technique récemment développée pour supprimer le "bruit" des images radar de Cassini (technique familièrement appelée, en anglais, "despeckling"), les images radar de la surface, depuis début 2015, peuvent devenir beaucoup plus nettes. NASA |
 | Ces six images infrarouges de Titan sont les vues les plus claires, les moins affectées par des raccord de la surface du satellite; elles proviennent de 13 ans de données du Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) du vaisseau Cassini de la NASA. Elles constituent la meilleure représentation de comment Titan serait vu par un observateur une fois retirée la couche de brume du satellite. Ces vues montrent bien que Titan possède une surface complexe avec une myriade d'éléments géologiques et d'unités compositionnelles . NASA/JPL-Caltech/Stéphane Le Mouélic, University of Nantes, Virginia Pasek, University of Arizona |
 | Sur la base d'une carte de relief et géologique réalisée en novembre 2019, on sait que près des deux-tiers de la surface de Titan consiste en plaines sans relief, 17% sont des dunes de sable formées par le vent -et elles se trouvent surtout autour de l'équateur. Près de 14% de la surface consiste en terrain "bosselé" -des collines ou des montagnes- et 1,5% est du "terrain labyrinthique" avec des vallées taillées par la pluie et l'érosion. De façon surprenant, il y a peu de cratères d'impact ce qui laisse penser que la surface de Titan est assez jeune. image @nature |
->La chimie organique de Titan s'exerce jusque bas dans l'atmosphère et affecte aussi des solides et des liquides! (mai 2013)
Une expérience en laboratoire menée par le JPL de la NASA a simulé l'atmosphère de Titan et a mené à penser que la chimie complexe et organique, qui pourrait donner naissance aux blocs fondamentaux de la vie, de l'atmosphère de Titan pourrait bien s'exercer jusque bas dans celle-ci, même lorsque la lumière solaire est fortement filtrée par l'épaisseur de la couche atmosphérique. De plus, le Soleil peut ainsi donner naissance à une chimie organique complexe à partir de liquides ou de solides et non plus seulement de gaz. Ces éléments organiques pourraient donc recouvrir les blocs "rocheux" de Titan, fait de glace d'eau ou s'infiltrer dans le sous-sol à destination du niveau liquide situé en-dessous de la croûte. Dans des expériences précédentes, ces matériaux -que Carl Sagan avait appelé des "tholins"- avaient été exposés à de l'eau liquide et s'étaient transformés en molécules biologique d'importance, ainsi des acides aminés ou les bases nucléotides qui forment l'ARN. Des molécules dites "anions de chaîne carbone" qu'on a trouvées dans l'atmosphère de Titan sont les briques de bases de molécules plus complexes (ces anions auraient même pu servir de base aux premières formes de vie sur Terre). L'acrylonitrile se trouve dans l'atmosph&egrav;re de Titan, très vraisemblablement dans la stratosphère à des altitudes d'au moins 200km (125 miles). Cet élément pourrait contribuer à la formation de la membrane des cellules, une double-couche de lipides qui sépare l'intérieur d'une cellule de l'extérieur. Finalement, l'acrylonitrile passe dans l'atmosphère plus basse et froide, elle s'y condense et tombe sur la surface sous la forme de pluie et, sur la surface, elle pourrait aussi contribuer à la vie en d'importantes quantités
->Titan connaît les mêmes processus géologiques fondamentaux que la Terre mais avec du méthane et de la glace
Les études géologiques de Titan montrent que le satellite de Saturne subit des phénomènes géologiques fondamentaux semblables à ceux de la Terre: érosion par les pluies et transport "fluvial", érosion éolienne, etc. Mais, sur Titan, l'eau et la pluie sont du méthane ou de l'éthane liquides et les roches sont de la glace à #45;180°C (-290°F). Un autre type d'érosion semblable à la Terre consiste en les galets -tels ceux du site d'atterrissage- ou roches que l'on a observés au débouchés des "rivières" de Titan. Il s'agit de résultats d'inondations et d'érosion par les pluies de méthane et d'éthane qui décapent la glace en amont et qui en transforment les morceaux en ces galets et roches. Une région brillante, dans Xanadu, semble emplie de roches sphériques
->Il y a bien des pluies de méthane sur Titan!
Une observation, an avril 2009, par un télescope terrestre, a montré qu'avait alors lieu sur Titan une forte tempête tropicale. Il existe donc bien des pluies de méthane sur le satellite de Saturne qui, sans doute, sont un des facteurs de remplissage des lacs
->Une meilleure compréhension de la structure interne de Titan amène une meilleure explication de la géologie du méthane
Le travail conjoint -mars 2006- d'une université française et d'une université américaine, à partir des données de Cassini et de Huygens, a permis de construire un modèle théorique de la production du méthane sur Titan
- au cours d'un premier épisode, qui a suivi la formation de la lune, Titan, au cours du premier milliard d'années de son histoire (voire en seulement quelques centaines de millions d'années) s'est différentié en un coeur de roches, un manteau d'eau et d'ammoniaque et une croûte de glace de méthane. Le méthane qui fut alors relâché fut rapidement repris dans l'intérieur de Titan et ce qui put parvenir dans l'atmosphère fut détruit par les réactions photo-chimiques sur une durée d'1 autre milliard d'années
- puit vint le réchauffement radioactif du coeur de silicate, il y a 2 milliards d'années. Le coeur, une fois suffisamment fondu, devint le lieu d'un phénomène de convection, ces mouvements qui aident à dissiper la chaleur d'un liquide. La chaleur gagna ainsi le manteau liquide, puis la croûte. Celle-ci perdit de l'épaisseur, relâchant encore du méthane
- le plus récent -et dernier- épisode, enfin, eut lieu il y a 500 millions d'années lorsque des mouvements de convections eurent lieu, cette fois, lors du refroidissement de la croûte
Ce modèle mène d'une part à une meilleure compréhension de la géologie interne actuelle de Titan (une croûte de glace riche en méthane, surmontant un océan d'eau liquide mélangée à de l'ammoniaque, se trouvant quelques dizaines de kilomètres de profondeur; un coeur rocheux), d'autre part à une meilleure explication de la géologie de la surface: c'est le cryo-volcanisme (du volcanisme semblable au volcanisme usuel de la Terre, mais qui fonctionne avec le mélange d'eau et de méthane de Titan) qui éjecte régulièrement le méthane dans l'atmosphère de la lune et qui est également responsable des traces de "rivières" que l'on voit sur la surface. Ce sont des flots de méthane liquide qui les produisent. Ce sont des anomalies thermiques, générées par de la cristallisation dans l'océan interne qui produisent le cryo-volcanisme. Celui-ci, cependant, s'il est suffisant pour constamment renouveler le méthane de l'atmosphère, ne l'est pas pour produire ces lacs et ces mers de méthane que l'on s'attendait à trouver à la surface de Titan avant la mission Cassini. Ce processus de production de méthane, ainsi, ira en s'amenuisant, puis cessera dans les quelques centaines de millions d'années qui viennent. L'atmosphère de Titan s'éclaircira et les réactions photo-chimiques pourront s'exercer à la surface, y détruisant les couches de méthane que l'on peut y trouver. Tous ces éléments -dont l'existence d'un coeur solide- vont faire l'objet des prochaines études de Cassini
->La rotation de la surface de Titan, pour cause d'océan interne, pourrait être différentielle par rapport à la rotation du coeur! (mars 2008)
Les scientifiques ont trouvé qu'il se pourrait qu'il existe un océan souterrain à Titan, constitué d'eau et d'ammoniaque. Cela a été inféré de décalages de jusqu'à 30 km (19 miles) de la position d'éléments de surface qui peuvent laisser penser que la croûte de Titan pourrait être, dans sa rotation, découplée, de la rotation du coeur rocheux du satellite. Et cela serait dû à un océan interne, se trouvant à 100 km (62 miles) en-dessous de la surface. Un tel processus est connu et a déjà été constaté à Europa, le satellite de Jupiter. Pour qu'il existe, il faut une croûte suffisamment fine et un océan suffisamment en profondeur. Une explication alternative serait que ces "ralentissements" seraient engendrés par les vents de Titan, dans son atmosphère dense, ce qui créerait des moments d'inertie sur la croûte. Les différences de position constatées l'ont été sur une période de 2 ans et demi
