Titan (lune) 32932 30920339 2008-06-23T14:48:26Z 194.214.199.130 /* Généralités */ {{Voir homonymes|Titan}} {{Planète mineure court | nom=Titan | image=Titan in natural color Cassini.jpg | légende=Titan vu par la sonde ''[[Mission Cassini-Huygens|Cassini]]''. | découvreur=[[Christiaan Huygens|Huygens]] | date_découverte=25/03/1655 | désignations= | catégorisation=Satellite de [[Saturne (planète)|Saturne]] | époque=01/01/2004, [[Jour julien|JJ]] 2453200.5<ref name="jpl_ssd_orbital">{{Lien web | url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem | titre=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters | éditeur=Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics | consulté le=11/04/2008 }}</ref> | demi-grand axe=1221870 | demi-grand axe notes=<ref name="jpl_ssd_orbital" /> | périapside=1186680 | périapside notes=<ref name="calcul">Donnée calculée sur la base d'autres paramètres</ref> | apoapside=1257060 | apoapside notes=<ref name="calcul" /> | excentricité=0.0288 | excentricité notes=<ref name="jpl_ssd_orbital" /> | période de révolution=15.95 | période de révolution notes=<ref name="jpl_ssd_orbital" /> | inclinaison=0.280 | inclinaison notes=<ref name="jpl_ssd_orbital" /> <small>(par rapport au [[plan de Laplace]] de Saturne)</small> | diamètre=5151.0±4.0 | diamètre notes=<ref name="jpl_ssd_physical">{{Lien web | url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par | titre=Planetary Satellite Physical Parameters | éditeur=Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics | consulté le=11/04/2008 }}</ref> | masse=1.3452±0.0002{{x10|23}} | masse notes=<ref name="Jacobson 2006">{{Article astronomique | auteur=Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, W. M., Jr.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. | titre=The gravity field of the saturnian system from satellite observations and spacecraft tracking data | revue=aj | année=12/2006 | vol=132 | no=6 | pages=2520–2526 | doi=10.1086/508812 | bibcode=2006AJ....132.2520J }}</ref> | densité=1.880±0.004 | densité notes=<ref name="jpl_ssd_physical" /> | gravité=1.428 | période de rotation=15.95 | période de rotation alt=[[Rotation synchrone|Synchrone]] | albédo=0.2 | albédo notes=<ref name="jpl_ssd_physical" /> | température=93.7 | température notes=<ref name="Mitri 2007">{{Article astronomique | auteur=Mitri, Giuseppe; Showman, Adam P.; Lunine, Jonathan I.; Lorenz, Ralph D. | titre=Hydrocarbon lakes on Titan | revue=Icarus | année=02/2007 | vol=186 | pages=385–394 | doi=10.1016/j.icarus.2006.09.004 | bibcode=2007Icar..186..385M }}</ref> | atmosphère=146,7 [[Pascal (unité)|kPa]]<br />98,4 % [[Diazote|N<sub>2</sub>]]<br />1,6 % [[Méthane|CH<sub>4</sub>]]<ref name="Niemann">{{Article astronomique | auteur=Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Bauer, S. J.; Carignan, G. R.; Demick, J. E.; Frost, R. L.; Gautier, D.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hunten, D. M.; Israel, G.; Lunine, J. I.; Kasprzak, W. T.; Owen, T. C.; Paulkovich, M.; Raulin, F.; Raaen, E.; Way, S. H. | titre=The abundances of constituents of Titan’s atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe | revue=Nature | année=12/2005 | vol=438 | pages=779-784 | doi=10.1038/nature04122 | bibcode=2005Natur.438..779N }}</ref> }} '''Titan''' est le plus grand [[Satellite naturel|satellite]] de [[Saturne (planète)|Saturne]]. Avec un diamètre supérieur à celui de [[Mercure (planète)|Mercure]], proche de celui de [[Mars (planète)|Mars]], Titan est le deuxième plus grand satellite du système solaire, après [[Ganymède (lune)|Ganymède]]. Il s'agit du seul satellite à posséder une [[atmosphère (astronomie)|atmosphère]] dense. Titan fut découvert en 1655 par l'astronome hollandais [[Christiaan Huygens]]<ref>{{Lien web | url=http://apod.nasa.gov/apod/ap050325.html | titre=Huygens Discovers Luna Saturni | éditeur=NASA - Astronomy Picture of the Day | consulté le=11/04/2008 }}</ref>, la première lune à avoir été découverte autour de Saturne. Titan est principalement composé de [[glace]] d'[[eau]] et de roches. Son épaisse atmosphère a empêché de déterminer sa surface avant l'arrivée de la [[mission Cassini-Huygens]] en 2004, laquelle a permis de découvrir des lacs d'[[hydrocarbure]]s liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ont été découvertes, ainsi que quelques [[Cryovolcanisme|cryovolcans]] éventuels, mais la surface de Titan demeure plate et lisse et peu de [[cratère]]s d'impact y ont été découverts. L'atmosphère de Titan est principalement composée de [[diazote]] et comporte des nuages de [[méthane]] et d'[[éthane]]. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles trouvées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère d'azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, à une température beaucoup plus basse. Le satellite a donc été cité comme un possible hébergeur de [[vie extraterrestre]] [[Microbe|microbienne]] ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en [[chimie organique]] complexe. Certains chercheurs ont suggéré qu'un possible océan souterrain pourrait servir d'environnement favorable à la vie<ref name="Grasset 2000">{{Article astronomique | auteur=Grasset, O.; Sotin, C.; Deschamps, F. | titre=On the internal structure and dynamic of Titan | revue=Planetary and Space Science | vol=48 | no=7-8 | pages=617–636 | année= 2000 | doi=10.1016/S0032-0633(00)00039-8 | bibcode=2000P&SS...48..617G }}</ref>{{,}}<ref name="Fortes 2000">{{Article astronomique | titre=Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan | auteur=Fortes, A.D. | revue=Icarus | vol=146 | no=2 | pages=444–452 | année=2000 | doi=10.1006/icar.2000.6400 | bibcode=2000Icar..146..444F }}</ref>. == Caractéristiques physiques == === Dimensions === [[Image:Titan Earth Comparison at 29 km per px.png|thumb|left|Titan, comparé à la Terre.]] Titan mesure {{Unité|5150|km}} de diamètre. En comparaison, la planète [[Mercure (planète)|Mercure]] mesure {{Unité|4879|km}} et la [[Lune]] {{Unité|3474|km}}, tandis que [[Mars (planète)|Mars]] mesure {{Unité|6780|km}} de diamètre. Avant l'arrivée de ''[[Voyager 1]]'' en 1980, on pensait que Titan était légèrement plus grand que [[Ganymède (lune)|Ganymède]] ({{Unité|5262|km}} de diamètre) et donc la plus grande lune du système solaire ; cette surestimation était provoquée par l'atmosphère dense et opaque de Titan, qui s'étend plusieurs km au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent<ref name="nineplanets">{{Lien web | url=http://seds.lpl.arizona.edu/nineplanets/nineplanets/titan.html | titre=Titan | auteur=B. Arnett, | éditeur=Université de l'Arizona, Tucson | consulté le=13/04/2008 }}</ref>. Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne. {{Clr|left}} === Structure interne === [[Image:Titan cutaway.svg|thumb|left|Structure interne de Titan.]] La diamètre et la masse de Titan (et donc sa [[masse volumique]]) sont similaires à ceux des [[Lune galiléenne|lunes galiléennes]] [[Ganymède (lune)|Ganymède]] et [[Callisto (lune)|Callisto]]<ref name="LunineAstro">{{Lien web | url=http://www.astrobio.net/news/article1493.html | titre=Comparing the Triad of Great Moons | auteur=J. Lunine | éditeur=Astrobiology Magazine | date=21/03/2005 | consulté le=13/04/2008 }}</ref>. Sur la base d'une masse volumique de {{Unité|1.88|g||cm|3}}, Titan serait composé à moitié de glace d'eau et à moitié de roches ([[silicate]]s et [[fer]]). Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la [[glace]] est le composant principal de la croûte de Titan (phénomène de [[Différenciation planétaire|différenciation]]). Cette glace est majoritairement de la glace d'[[eau]] mais elle est probablement mélangée avec de la glace d'[[ammoniac]] (NH<sub>3</sub>) ainsi qu'avec des glaces d'[[hydrocarbure]]s, principalement du [[méthane]] (CH<sub>4</sub>) et de l'[[éthane]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>). Titan est très probablement différencié en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de {{Unité|3400|km}} de diamètre entouré par plusieurs couches de différentes formes cristallines de glace<ref name="Tobie">{{Article astronomique | auteur=Tobie, Gabriel; Grasset, Olivier; Lunine, Jonathan I.; Mocquet, Antoine; Sotin, Christophe | titre=Titan's internal structure inferred from a coupled thermal-orbital model | revue=Icarus | vol=175 | no=2 | pages=496–502 | année=06/2005 | doi=10.1016/j.icarus.2004.12.007 | bibcode=2005Icar..175..496T }}</ref>. L'intérieur du satellite est peut-être toujours chaud et il est possible qu'une couche liquide d'eau et d'[[ammoniac]] existe entre la croûte de [[glace I]] et les couches de glaces plus internes. Un indice d'un tel océan a été découvert par la sonde ''Cassini'' sous la forme d'ondes radio à très basse fréquence dans l'atmosphère de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais réflecteur de ce type d'ondes, lesquelles sont plutôt réfléchies par la transition liquide-glace d'un océan interne<ref name="Titan ELF">{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601c.cfm | titre=Titan's Mysterious Radio Wave | éditeur=NASA/JPL | date=01/06/2007 | consulté le=13/04/2008 }}</ref>. ''Cassini'' a également noté que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusqu'à {{Unité|30|km}} entre octobre 2005 et mai 2007, ce qui suggère que la croûte est séparée de l'intérieur de la lune, une indice supplémentaire quant à l'existence d'un océan interne<ref name="NS2008">{{Lien web | url=http://space.newscientist.com/article/dn13516-titans-changing-spin-hints-at-hidden-ocean.html | titre=Titan's changing spin hints at hidden ocean | auteur=D. Shiga | éditeur=New Scientist | date=20/03/2008 | consulté le=13/04/2008 }}</ref>. {{Clr|left}} === Atmosphère === ==== Généralités ==== [[Image:Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|thumb|Photographie en vraies couleurs de couches de nuages de l'atmosphère de Titan.]] Titan est le seul satellite du système solaire possédant une [[atmosphère (astronomie)|atmosphère]] suffisamment développée ; les autres satellites n'ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l'atmosphère de Titan serait comprise entre {{Unité|200|km}}<ref>{{Lien web | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMMF2HHZTD_0.html | titre=Facts about Titan | éditeur=ESA Cassini-Huygens | consulté le=15/04/2008 }} </ref> et {{Unité|880|km}}<ref>{{Article astronomique | auteur=Mori, Koji; Tsunemi, Hiroshi; Katayama, Haruyoshi; Burrows, David N.; Garmire, Gordon P.; Metzger, Albert E. | titre=An X-Ray Measurement of Titan's Atmospheric Extent from Its Transit of the Crab Nebula | revue=Astrophysical Journal | vol=607 | no=2 | pages=1065–1069 | année=06/2004 | doi=10.1086/383521 | bibcode=2004ApJ...607.1065M }}</ref> (sur Terre, 99,999% de la masse de l'atmosphère réside en-dessous de 100 km d'altitude). Elle est opaque sur de nombreuses [[Longueur d'onde|longueurs d'onde]] et interdit d'obtenir un spectre de [[réflectance]] complet de la surface depuis l'extérieur<ref>{{Article astronomique | auteur=Schröder, S. E.; Tomasko, M. G.; Keller, H. U.; DISR Team | titre=The reflectance spectrum of Titan's surface as determined by Huygens | revue=American Astronomical Society, DPS meeting #37, #46.15; Bulletin of the American Astronomical Society | vol=37 | pages=726 | année=08/2005 | bibcode=2005DPS....37.4615S }}</ref>. L'existence d'une atmosphère fut découverte par [[Gerard P. Kuiper]] en 1944 par [[spectroscopie]] et estima la [[pression partielle]] de [[méthane]] de l'ordre de 10 kPa<ref name=Kuiper>{{Article astronomique | auteur=Kuiper, Gerard P. | titre=Titan: a Satellite with an Atmosphere | revue=Astrophysical Journal | vol=100 | pages=378 | année=11/1944 | doi=10.1086/144679 | bibcode=1944ApJ...100..378K }}</ref>. Les observations des sondes ''[[Programme Voyager|Voyager]]'' montrèrent que la pression à la surface du satellite dépassait une fois et demi celle de la Terre. L'atmosphère comporte des couches de brouillard opaques qui bloquent la majorité de la lumière du Soleil. La sonde ''[[Huygens (sonde spatiale)|Huygens]]'' fut incapable de détecter la direction de celui-ci pendant sa descente et, bien qu'elle réussit à prendre des images de la surface, l'équipe de la sonde a décrit le processus comme « photographier un parking recouvert d'asphalte au crépuscule »<ref>{{Lien web | url=http://www.space.com/missionlaunches/titan_update_050121.html | titre=Huygens Probe Sheds New Light on Titan | auteur=Petre de Selding | éditeur=space.com | date=21/01/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. La température moyenne de l'atmosphère est de 94 [[kelvin|K]] (-179 [[degré Celsius|°C]]) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la [[tropopause]] (à une altitude de 40 km). ==== Composition ==== L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% d'[[azote]] — la seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre —, les 1,6% restants étant composés de méthane et de traces d'autres gaz comme des hydrocarbures (dont l'[[éthane]], le [[diacétylène]], le [[méthylacétylène]], l'[[acétylène]], le [[propane]], le [[cyanoacétylène]] et le [[cyanure d'hydrogène]]), du [[dioxyde de carbone]], du [[monoxyde de carbone]], du [[cyanogène]], de l'[[argon]] et de l'[[hélium]]<ref name="Niemann" />. On pense que les hydrocarbures forment la haute atmosphère, provenant de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil, produisant un épais smog orangé. Titan n'a aucun [[champ magnétique]] et orbite parfois en dehors de la [[magnétosphère]] de Saturne, l'exposant directement au [[vent solaire]]. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère. En novembre 2007, des scientifiques ont découvert des anions lourds dans l'ionosphère de Titan et on pense qu'ils tombent vers les régions plus basses pour former le brouillard orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure n'est pas connue, mais il pourrait s'agit de tholins, et ils pourraient former les bases de molécules plus complexes, comme les [[Hydrocarbure aromatique polycyclique|hydrocarbures aromatiques polycycliques]]<ref>{{Article astronomique | auteur=Coates, A. J., F. J. Crary, G. R. Lewis, D. T. Young, J. H. Waite, and E. C. Sittler | titre=Discovery of heavy negative ions in Titan's ionosphere | revue=Geophys. Res. Lett. | vol=34 | pages=L22103 | année=2007 | doi=10.1029/2007GL030978 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web | url= http://www.math.ucr.edu/home/baez/week210.html | titre=This Week's Finds in Mathematical Physics | auteur=John Baez | éditeur=Université de Californie, Riverside | date=25/01/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Ces résidus atmosphériques pourraient avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Il est à noter que les traces d'écoulement observées par la mission ''Cassini-Huygens'' sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu'elles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires. ==== Origine ==== L'énergie solaire aurait dû avoir converti l'intégralité du méthane de l'atmosphère en hydrocarbures en 50 millions d'années, une durée relativement brêve à l'échelle du système solaire. En effet, les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. Étant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces [[chimie organique|composés organiques]] en méthane. En l'absence d'une autre source, celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante et la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan devrait être quasiment nulle. Il doit donc exister un réservoir de méthane sur ou dans Titan permettant de réalimenter l'atmosphère. Celle-ci comporte plus de mille fois plus de méthane que de monoxyde de carbone, ce qui semble exclure une contribution significative de la part d'impacts cométaires, les [[comète]]s étant composées de plus de monoxyde de carbone que de méthane. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les [[années 1970]] selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan. Il est également improbable que l'atmosphère de Titan date de l'origine du système saturnien, au moment de sa formation : si c'était le cas, elle contiendrait des éléments en abondance similaire à la [[nébuleuse solaire]], y compris de l'[[hydrogène]] et du [[néon]]<ref>{{Article astronomique | auteur=A. Coustenis | titre=Formation and evolution of Titan's atmosphere | revue=Space Science Reviews | vol=116 | pages=171–184 | année=2005 | doi=10.1007/s11214-005-1954-2 }}</ref>. Il n'a pas été exclu que le méthane soit d'origine biologique<ref name="Fortes 2000"/>. ==== Vents ==== La circulation atmosphérique suit la direction de la rotation de Titan, d'ouest en est<ref name="Titan wind">{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070601f.cfm| accessdate=2007-06-02 | titre=The Way the Wind Blows on Titan | date=01/06/2007 | éditeur=NASA/JPL | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Les observations de l'atmosphère effectuées par ''Cassini'' en 2004 suggèrent que l'atmosphère tourne plus rapidement que la surface<ref>{{Lien web | url=http://www.astrobio.net/news/article1480.html | titre=Wind or Rain or Cold of Titan's Night? | éditeur=Astrobiology Magazine | date=11/03/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. ==== Ionosphère ==== L'[[ionosphère]] de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe à {{Unité|1200|km}} d'altitude, mais une couche additionnelle de particules chargées existe à {{Unité|63|km}} d'altitude. L'atmosphère de Titan est donc en quelque sorte donc séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont l'origine n'est pas connue, car il ne semble pas y avoir d'activité orageuse intense<ref name="Titan ELF" />. === Surface === ==== Généralités ==== [[Image:Titan multi spectral overlay.jpg|thumb|Photographie de Titan en fausses couleurs, montrant des détails de la surface et de l'atmosphère. Xanadu est les région brillante située dans le centre-droit.]] [[Image:Titan globe.jpg|thumb|Vue de Titan par la mission ''Cassini'', le 26 octobre 2004. Cette mosaïque de 9 images montre des variations d'éclat de la surface de Titan, et des nuages lumineux près du pôle sud. La région la plus lumineuse du côté droit et la région équatoriale portent le nom de Xanadu. La surface semble jeune et il n'y a pas de cratère visible.]] [[Image:ELBp.jpg|thumb|Vue du sol de Titan par la sonde ''Huygens'', le 14 janvier 2005 (vraies couleurs, et noir et blanc).]] La surface de Titan a été décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune »<ref>{{Article astronomique | auteur=Mahaffy, Paul R. | titre=Intensive Titan Exploration Begins | revue=Science | vol=308 | no=5724 | pages=969–970 | année=13/05/2005 }}</ref>. La sonde ''Cassini'' a utilisé un altimètre radar et un [[radar à synthèse d'ouverture]] pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révélèrent une géologie diversifiées, avec des régions lisses et d'autres irrégulières. Certaines zones semblent d'origine [[Cryovolcan|volcanique]], probablement liées à un dégorgement d'eau mélangée à de l'ammoniac. Certaines zones semblent créées par des particules poussées par le vent<ref>{{Lien web | url=http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn6598 | titre=Titan's complex and strange world revealed | auteur=Battersby, Stephen | éditeur=New Scientist | date=29/10/2004 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/instruments-cassini-radar.cfm | titre=Spacecraft: Cassini Orbiter Instruments, RADAR | éditeur=Cassini-Huygens Mission to Saturn & Titan|publisher=NASA, Jet Propulsion Laboratory | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des [[Cratère d'impact|cratères d'impact]] semblent avoir été remplis, peut-être par des pluies d'hydrocarbures ou des volcans. L'altimétrie radar suggère que les variations d'altitude sont faibles, typiquement de l'ordre de {{Unité|150|m}}. Certaines zones atteignent cependant jusqu'à {{Unité|500|m}} de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusqu'à plus d'un kilomètre<ref>{{Article astronomique | auteur=Lorenz, R. D.; Callahan, P. S.; Gim, Y.; Alberti, G.; Flamini, E.; Seu, R.; Picardi, G.; Orosei, R.; Zebker, H.; Lunine, J.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W. T. K.; Schaffer, S.; Wall, S.; West, R.; Francescetti, G. | titre=Titan's Shape, Radius and Landscape from Cassini Radar Altimetry | revue=Lunar and Planetary Science Conference | vol=38 | no=1338 | pages=1329 | année=03/2007 | bibcode=2007LPI....38.1329L }}</ref>. La surface de Titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, [[Xanadu (Titan)|Xanadu]], une zone équatoriale réfléchissante de la taille de l'[[Australie]]. Elle fut identifiée dans des images prises dans l'infrarouge par le [[télescope spatial Hubble]] en 1994 puis observée par la suite par la sonde ''Cassini''. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres<ref>{{Lien web | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060721202957.htm | titre=Cassini Reveals Titan's Xanadu Region To Be An Earth-Like Land | éditeur=Science Daily | date=23/06/2006 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Elle est traversée par endroit par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Elle pourraient être d'origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également s'agir de canaux d'origine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux<ref>{{Article astronomique | auteur=Barnes, Jason W.; Brown, Robert H.; Soderblom, Laurence; Buratti, Bonnie J.; Sotin, Christophe; Rodriguez, Sebastien; Le Mouèlic, Stephane; Baines, Kevin H.; Clark, Roger; Nicholson, Phil | titre=Global-scale surface spectral variations on Titan seen from Cassini/VIMS | revue=Icarus | vol=186 | no=1 | pages=242-258 | année=01/2006 | doi=10.1016/j.icarus.2006.08.021 | bibcode=2007Icar..186..242B }}</ref>. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et ont été observées depuis l'espace et le sol ; il a été supposé qu'il s'agit de lacs de méthane et d'éthane, mais les observations de ''Cassini'' semblent indiquer que ce n'est pas le cas. Le module ''Huygens'' toucha terre à l'est de la région nommée [[Adiri (Titan)|Adiri]] et photographia des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace d'eau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du Soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA"/>. Après son atterrissage, ''Huygens'' photographia une plaine sombre couverte de petits rochers et cailloux, composés de glace d'eau<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA"/>. Des signes d'érosion sont visibles à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface est plus sombre que prévue et est composée d'un mélange d'eau et de glace d'hydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait s'être formé par précipitation d'hydrocarbures. Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes d'une couche de [[tholin]]s, mais ce point n'est pas confirmé<ref>{{Article astronomique | auteur=Somogyi, Arpad; Smith, M. A. | titre=Mass Spectral Investigation of Laboratory Made Tholins and Their Reaction Products: Implications to Tholin Surface Chemistry on Titan | revue=Bulletin of the American Astronomical Society | vol=38 | pages=533 | année=09/2006 | bibcode=2006DPS....38.2730S }}</ref>. ==== Liquides ==== [[Image:PIA10008 Seas and Lakes on Titan.jpg|thumb|Mosaïque en fausses couleurs d'images radar prises par ''Cassini'' autour du pôle nord de Titan, mettant en évidence des mers, lacs et rivières d'hydrocarbures. Les zones affichées ici en bleu indiquent des régions de faible réflexivité radar, probablement des étendues d'éthane liquide, de méthane ou d'azote dissous. Il est possible que la mer située dans le coin inférieur gauche soit en fait deux fois plus grande qu'indiqué ici<ref>{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/image-details.cfm?imageID=2539 | titre=Exploring the Wetlands of Titan | éditeur=NASA/JPL | date=15/03/2007 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>.]] Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au [[méthane]] et à l'[[éthane]] d'exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d'expliquer la grande quantité de méthane dans l'atmosphère. Cette hypothèse a vu le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des [[années 1970]]. L'hypothèse d'un océan global d'[[hydrocarbure]]s a même été envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en [[infrarouge]] et en [[onde radio|ondes radio]] depuis la [[Terre]] ont réfuté cette possibilité. Les sondes ''Voyager'' ont montré que l'atmosphère de titan était compatible avec l'existence de liquides, mais une preuve directe ne fut pas obtenue avant 1995, lorsque des données d'Hubble et d'autres observations suggérèrent l'existence de méthane liquide sur Titan, soit sous forme de poches disjointes ou de mers de la taille d'océans<ref>{{Article astronomique | auteur=S. F.Dermott; C. Sagan | titre=Tidal effects of disconnected hydrocarbon seas on Titan | année=1995 | revue=Nature | vol=374 | pages=238–240 | doi=10.1038/374238a0 }}</ref>. La mission ''Cassini'' confirma cette dernière hypothèse, mais pas immédiatement. Lorsque la sonde arriva dans le système de Saturne en 2004, on espérait que des lacs d'hydocarbures seraient détectables par la réflection du Soleil à leur surface, mais aucune [[réflexion spéculaire]] ne fut observée au début<ref>{{Lien web | url=http://saturn.astrobio.net/news/article81.html | titre=Titan: Where's the Wet Stuff? | auteur=Bortman, Henry | éditeur=Astrobiology Magazine | date=02/11/2004 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Au pôle sud, une zone sombre nommée ''[[Ontario Lacus]]'' fut le premier lac potentiel identifié, probablement créé par les nuages qui se concentrent dans cet endroit<ref>{{Lien web | url=http://www.planetary.org/news/2005/0628_Dark_Spot_Near_the_South_Pole_A.html | titre=Dark Spot Near the South Pole: A Candidate Lake on Titan? | éditeur=The Planetary Society | auteur=Emily Lakdawalla | date=28/06/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Une côte possible fut également observée au pôle par imagerie radar<ref>{{Lien web | url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829 | titre=NASA Cassini Radar Images Show Dramatic Shoreline on Titan | date=16/09/2005 | éditeur=Jet Propulsion Laboratory | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. À la suite du survol du 22 juillet 2006, ''Cassini'' imagea les latitudes nord du satellite et mit en évidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellaient la surface près du pôle<ref name="PIA08630" />. Sur la base de ces observations, l'existence de lacs remplis de méthane fut confirmée à la surface de Titan en janvier 2007<ref name=NatureDefinitive>{{Article astronomique | auteur=Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. | titre=The lakes of Titan | revue=Nature | vol=445 | no=1 | pages=61–64 | année=04/01/2007 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20070103.cfm | titre=Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature | éditeur=NASA/JPL | année=03/01/2007 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. L'équipe de ''Cassini–Huygens'' conclut que les régions imagées étaient selon toute vraisemblance des lacs d'hydrocarbures, les premières étendues de liquide stables découvertes en dehors de la Terre. Certaines semblent posséder des canaux associés avec du liquide et gisent dans des dépressions topographiques<ref name=NatureDefinitive/>. ==== Cratères ==== ''Cassini'' découvrit peu de [[Cratère d'impact|cratères d'impact]] à la surface de Titan, suggérant une surface jeune. Parmi les cratères découverts, [[Menrva]], un bassin de 440 km de diamètre à plusieurs anneaux<ref>{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07365 | titre=PIA07365: Circus Maximus | éditeur=NASA Planetary Photojournal | consulté le=15/04/2008 }}</ref>, [[Sinlap]], un cratère à fond plat de 80 km de diamètre<ref>{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07368 | titre=PIA07368: Impact Crater with Ejecta Blanket | éditeur=NASA Planetary Photojournal | consulté le=15/04/2008 }}</ref> et [[Ksa (cratère)|Ksa]], un cratère de 30 km de large possédant un pic central et un plancher sombre<ref>{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08737 | titre=PIA08737: Crater Studies on Titan | éditeur=NASA Planetary Photojournal | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. ''Cassini'' mit également en évidence des « cratériformes », des objets circulaires à la surface de Titan qui pourraient être liés à un impact, mais ne possèdent pas certaines caractéristiques qui rendrait leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matériau clair de 90 km de diamètre nommé [[Guabonito (Titan)|Guabonito]]<ref name=Guabonito>{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08425 | titre=PIA08425: Radar Images the Margin of Xanadu | éditeur=NASA Planetary Photojournal | consulté le=15/04/2008 }}</ref> : cette zone pourraient être un cratère rempli de sédiments sombres. D'autres zones similaires ont été observées dans les régions sombres [[Shangri-la (Titan)|Shangri-la]] et [[Aaru (Titan)|Aaru]]. D'autres objets circulaires furent également observées par ''Cassini'' dans la région claire nommée ''[[Xanadu (Titan)|Xanadu]]'' lors du survol du 30 avril 2006<ref name=Xcraters>{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08429 | titre=PIA08429: Impact Craters on Xanadu | éditeur=NASA Planetary Photojournal | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Des modèles de trajectoires et d'angles d'impact réalisés avant ''Cassini'' suggèrent que lors d'un impact avec la croûte d'eau glacé, une petite partie des éjectas reste à l'état liquide dans le cratère. Elle pourrait demeurer liquide pendant plusieurs siècles, une durée suffisante pour la synthèse de molécules précurseurs à l'apparition de la vie<ref>{{Article astronomique | auteur=Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan | titre=Cratering on Titan: impact melt, ejecta, and the fate of surface organics | revue=Icarus | vol=164 | pages=471–480 | année=08/2003 | bibcode=2003Icar..164..471A }}</ref>. L'atmosphère de Titan pourrait également jouer un rôle de bouclier en divisant le nombre de cratères à sa surface par deux<ref>{{Article astronomique | auteur=Ivanov, B. A.; Basilevsky, A. T.; Neukum, G. | titre=Atmospheric entry of large meteoroids: implication to Titan | revue=Planetary and Space Science | vol=45 | pages=993–1007 | année=08/1997 | bibcode=1997P&SS...45..993I }}</ref>. ==== Cryovolcanisme et montagnes ==== Titan est sujette au [[cryovolcanisme]]. De l'[[Argon|argon-40]] a été détecté dans l'atmosphère et indique des volcans recrachent des panaches d'une « lave » d'eau et d'ammoniac<ref>{{Article astronomique | auteur=Tobias Owen | titre= Planetary science: Huygens rediscovers Titan | revue=Nature | vol=438 | pages=756–757 | année=2005 | doi=10.1038/438756a }}</ref>. ''Cassini'' a détecté des émissions de méthane provenant d'un cryovolcan et on pense désormais que le volcanisme est une source significative du méthane de l'atmosphère<ref name="Seeing_Touching_Titan-ESA">{{Lien web | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMHB881Y3E_0.html | titre=Seeing, touching and smelling the extraordinarily Earth-like world of Titan | éditeur=ESA News | date=21/01/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web | url=http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7489 | titre=Hydrocarbon volcano discovered on Titan | auteur=David L. Chandler | éditeur=NewScientist.com news service, [[New Scientist]] | date=08/06/2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. L'un des premiers objets imagés par ''Cassini'', ''[[Ganesa Macula]]'', ressemble à certains volcans de [[Vénus (planète)|Vénus]] et est suspectée d'être d'origine cryovolcanique<ref>{{Lien web | titre=Shape and thermal modeling of the possible cryovolcanic dome Ganesa Macula on Titan: Astrobiological implications | auteur=C.D. Neish, R.D. Lorenz, D.P. O'Brien | éditeur=Lunar and Planetary Laboratory, Université de l'Arizona, Observatoire de la Côte d'Azur | url=http://www.aas.org/publications/baas/v37n3/dps2005/257.htm | date=2005 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche externe de glace de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate d'ammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de suflate d'ammonium feraient surface de cette façon<ref>{{Article astronomique | auteur=Fortes, A. D.; Grindroda, P.M.; Tricketta, S. K.; Vočadloa, L. | titre=Ammonium sulfate on Titan: Possible origin and role in cryovolcanism | revue=Icarus | vol=188 | no=1 | pages=139–153 | année=05/2007 }}</ref>. Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut a été découverte par ''Cassini'' en 2006. Cette chaîne est située dans l'hémisphère sud et serait composée de matériau glacé recouvert d'une glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, peut-être influencé par un bassin d'impact proche, pourrait avoir ouvert un brêche à travers lequel le matériau est remonté.<ref>{{Lien web | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm | titre=Mountain range spotted on Titan | éditeur=BBC News | date=12/12/2006 | consulté le=13/04/2008 }}</ref>. ==== Dunes ==== [[Image:Titan dunes.jpg|thumb|Dunes de sable sur la Terre (en haut), comparées aux dunes à la surface de Titan (en bas).]] Sur les premières images de la surface de Titan prises depuis la Terre au début des années 2000, de grandes régions sombres étaient mises en évidence à cheval sur l'équateur<ref name="Roe">{{Article astronomique | auteur=Roe, H. G.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; Macintosh, B. A.; Max, C. E.; Young, E. F.; Brown, M. E.; Bouchez, A. H. | titre=A new 1.6-micron map of Titan's surface | revue=Geophysical Research Letters, | vol=31 | no=17 | pages=L17S03 | année=06/2004 | doi=10.1029/2004GL019871 | bibcode=2004GeoRL..3117S03 }}</ref>. Avant l'arrivée de ''Cassini'', on pensait que ces régions étaient des mers de matière organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides<ref>{{Article astronomique | auteur=Lorenz, Ralph | titre=The Glitter of Distant Seas | revue=Science | vol=302 | no=5644 | pages=403-404 | année=10/2003 | doi=10.1126/science.1090464 }}</ref>. Les images radar prises par ''Cassini'' ont révélé que certaines de ces régions sont de grandes plaines recouvertes de [[dune]]s, certaines mesurant jusqu'à 330 mètres de haut<ref name=Saharan/>. Des dunes de ce types seraient formées par des vents modérément variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marées variables<ref name=Lorenz2006/>. Les vents de marée résultent des [[Force de marée|forces de marée]] de Saturne sur l'atmosphère de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent à conduire le vent vers l'équateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes à se former sur de longues lignes parallèles alignées d'ouest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, où la direction du vent se modifie. Selon [[Athena Coustenis]] de l'[[observatoire de Paris|observatoire de Paris-Meudon]], ces dunes seraient au contraire formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, où les grains de sable sont formés de [[silice]]. Des vents réguliers de faible puissance suffiraient donc à mettre les sables titaniens en mouvement. Le sable sur Titan pourrait s'être formé lorsque du méthane liquide s'est écoulé et a érodé le substrat de glace, peut-être sous la forme de crues. Il pourrait également provenir de solides organiques produit lors de réactions photochimiques dans l'atmosphère du satellite<ref>{{Article astronomique | auteur=Lancaster, Nicholas | titre=Linear Dunes on Titan | revue=Science | vol=312 | no=5774 | pages=702-703 | année=05/2006 | doi=10.1126/science.1126292 }}</ref>{{,}}<ref name="Saharan">{{Lien web | url=http://www.space.com/scienceastronomy/060504_sands_titan.html | titre=Saharan Sand Dunes Found on Saturn's Moon Titan | auteur=Goudarzi, Sara | éditeur=space.com | date=04/05/2006 | consulté le=13/04/2008 }}</ref>{{,}}<ref name="Lorenz2006">{{Article astronomique | auteur=Lorenz, R. D.; Wall, S.; Radebaugh, J.; Boubin, G.; Reffet, E.; Janssen, M.; Stofan, E.; Lopes, R.; Kirk, R.; Elachi, C.; Lunine, J.; Mitchell, K.; Paganelli, F.; Soderblom, L.; Wood, C.; Wye, L.; Zebker, H.; Anderson, Y.; Ostro, S.; Allison, M.; Boehmer, R.; Callahan, P.; Encrenaz, P.; Ori, G. G.; Francescetti, G.; Gim, Y.; Hamilton, G.; Hensley, S.; Johnson, W.; Kelleher, K.; Muhleman, D.; Picardi, G.; Posa, F.; Roth, L.; Seu, R.; Shaffer, S.; Stiles, B.; Vetrella, S.; Flamini, E.; West, R. | titre=The sand seas of Titan: Cassini RADAR observations of longitudinal dunes | revue=Science | vol=312 | no=5774 | pages=724-727 | année=05/2006 | doi=10.1126/science.1123257 | bibcode=2006Sci...312..724L }}</ref>. == Orbite == [[Image:Titan's orbit.jpg|thumb|L'orbite de Titan (en rouge) parmi les autres lunes internes principales de Saturne.]] Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la [[Lune]] et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa [[période orbitale]] est identique à sa [[période de rotation]] : Titan est donc en [[rotation synchrone]] avec Saturne. Son [[excentricité orbitale]] atteint 0,0288 et son [[inclinaison]] 0,348° par rapport à l'équateur de Saturne<ref name="horizons">{{Lien web | url=http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi#top | titre=JPL Horizons solar system data and ephemeris computation service | éditeur=NASA/JPL | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Titan est situé à 1,2 millions de km de Saturne (20 rayons saturniens), le 20{{e}} satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul [[Japet (lune)|Japet]] est plus externe). Les orbites de Titan et [[Hypérion (lune)|Hypérion]] — un petit satellite irrégulier — sont en [[Résonance orbitale|résonance]] 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors<ref>{{Article astronomique | auteur=Bevilacqua, R.; Menchi, O.; Milani, A.; Nobili, A. M.; Farinella, P. | titre=Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case | revue=Earth, Moon, and Planets | vol=22 | no=2 | pages=141-152 | année=04/1980 | bibcode=1980M&P....22..141B }}</ref>. == Climat == La température à la surface de Titan est d'environ 94 K (−179 °C). À cette température, la glace d'eau ne se sublime pas et l'atmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur d'eau. Le brouillard de l'atmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère<ref>{{Article astronomique | auteur=Hasenkopf, C. A.; Beaver, M. R.; Dewitt, H. L.; Tolbert, M.; Toon, O. B.; McKay, C. | titre=Optical Properties of Early Earth and Titan Haze Laboratory Analogs in the Mid-Visible | revue=American Geophysical Union | vol=2007 | pages=P11C-0701 | année=12/2007 | bibcode=2007AGUFM.P11C0701H }}</ref>. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, d'éthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent l'ensemble du brouillard<ref name=nineplanets/>. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide<ref name="oil">{{Lien web | url=http://www.space.com/scienceastronomy/080213-titan-oil.html | titre=Titan Has More Oil Than Earth | date=13/02/2008 | consulté le=11/04/2008 }}</ref>. Les données de la sonde ''Huygens'' indiquent qu'il pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que d'autres composés organiques depuis l'atmosphère jusqu'à la surface de la lune<ref name="planetary-Arizona Icebox">{{Lien web | url=http://www.planetary.org/news/2005/huygens_science-results_0121.html | titre=Titan: Arizona in an Icebox? | auteur=E. Lakdawalla | date=21/01/2004 | éditeur=The Planetary Society | consulté le=11/04/2008 }}</ref>. En octobre 2007, des observateurs ont noté une augmentation de l'opacité apparente des nuages au-dessus de la région équatoriale de [[Xanadu (Titan)|Xanadu]], suggérant une « bruine de méthane », bien qu'il n'y ait aucune preuve directe de pluie<ref>{{Article astronomique | auteur=Ádámkovics, Máté; Wong, Michael H.; Laver, Conor; de Pater, Imke | titre=Widespread Morning Drizzle on Titan | revue=Science | vol=318 | no=5852 | pages=962 | année=10/2007 | doi=10.1126/science.1146244 | bibcode=2007Sci...318..962A }}</ref>. == Conditions prébiotiques et possible vie == La composition actuelle de l'atmosphère de Titan semble assez proche de l'idée que l'on a de l'[[Atmosphère de la Terre|atmosphère]] primitive de la [[Terre]], c'est-à-dire l'atmosphère de la Terre telle qu'elle était avant que les premiers êtres vivants ne commencent à produire de l'[[oxygène]]. La présence au sein de l'atmosphère de Titan de [[chimie organique|molécules organiques]] complexes identiques à celles qui pourraient être à l'origine de l'apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d'étude très intéressant pour les [[Exobiologie|exobiologistes]]. L'[[expérience de Miller-Urey]] et d'autres expériences ultérieures ont montré qu'il est possible de produire des molécules complexes et des polymères comme les [[tholin]]s à partir d'une atmosphère similaire à celle de Titan et un rayonnement ultraviolet. Les réactions débutent par dissociation de l'azote et du méthane, formant de l'hydrocyanide et de l'éthyne. Des réactions ultérieures ont été étudiées abondamment<ref name=Raulin2002>{{Article astronomique | auteur=Raulin F.; Owen T. | titre=Organic chemistry and exobiology on Titan | revue=Space Science Review | vol=104 | no=1–2 | pages=377–394 | année=2002 | doi=10.1023/A:1023636623006 }}</ref>. Toutes ces expériences suggèrent qu'il existe suffisamment de matériau organique sur Titan pour initier une évolution chimique analogue à celle qui s'est produite sur Terre. Cette analogie suppose la présence d'eau liquide sur de plus longues périodes que ce qui est actuellement observé, mais plusieurs théories suggèrent que de l'eau liquide provenant d'un impact pourrait être préservée sous une couche isolante de glace<ref>{{Article astronomique | auteur=Artemieva, Natalia; Lunine, Jonathan | titre=Createring on Titan: Impact melt ejecta and the fate of surface organics | revue=Icarus | vol=164 | pages=471–480 | année=08/2003 | doi=10.1016/S0019-1035(03)00148-9 | bibcode=2003Icar..164..471A }}</ref>. Des océans d'ammoniac liquide pourraient également exister sous la surface<ref name="Grasset 2000"/>{{,}}<ref>{{Lien web | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080320-titan-ocean_2.html | titre=Saturn Moon Titan May Have Underground Ocean | éditeur=news.nationalgeographic.com | consulté le=15/04/2008 }}</ref> ; un modèle suggère une couche d'eau et d'ammoniac située à 200 km de profondeur sous la croûte, des conditions qui « semblent extrêmes du point de vue terrestre, mais telles que la vie pourraient y survivre »<ref name="Fortes 2000"/>. Les transferts de chaleur entre l'intérieur et les couches externes est critique dans le maintien d'une vie dans un tel océan<ref name="Grasset 2000"/>. La détection d'une vie microbienne sur Titan dépend de ses effets biogéniques. Une origine biologique du méthane et de l'azote de l'atmosphère a été prise en compte, par exemple<ref name="Fortes 2000"/>. L'hydrogène a été cité comme molécule capable de tester l'existence de vie sur Titan : si une forme de vie produisant du méthane consomme de l'hydrogène en volume suffisant, elle aura un effet mesurable sur les proportions dans la [[troposphère]]<ref>{{Article astronomique | auteur=McKay, C. P.; Smith, H. D. | titre=Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan | revue=Icarus | vol=178 | no=1 | pages=274–276 | année=2005 | doi=10.1016/j.icarus.2005.05.018 }}</ref>. Malgré ces possibilités, l'analogie avec la Terre est inexacte. À cette distance du Soleil, Titan est glacée (un effet accru par l'anti-effet de serre de sa couverture nuageuse) et son atmosphère manque de dioxyde de carbone. Du fait de ces contraintes, le sujet de la vie sur Titan peut être mieux décrit comme une expérience permettant de tester les théories traitant des conditions nécessaires précédant au développement de la vie sur Terre<ref>{{Lien web | url=http://www.astrobio.net/news/article1130.html | titre=Saturn's Moon Titan: Prebiotic Laboratory | éditeur=Astrobiology Magazine | date=11/08/2004 | consulté le=15/04/2008 }}</ref>. Même si la vie n'y existe pas, les conditions prébiotiques de l'environnement de Titan et la possible présence d'une chimie organique, restent d'un grand intérêt dans la compréhension de l'histoire primitive de la biosphère terrestre<ref name=Raulin2005>{{Article astronomique | auteur=Raulin, F. | titre=Exo-astrobiological aspects of Europa and Titan: From observations to speculations | revue=Space Science Review | vol=116 | no=1–2 | pages=471–487 | année=2005 | doi=10.1007/s11214-005-1967-x }}</ref>. == Historique == === Découverte === [[Image:Christiaan Huygens-painting.jpeg|thumb|Christiaan Huygens, découvreur de Titan.]] Titan fut découvert par l'astronome [[Hollande|hollandais]] [[Christiaan Huygens]], le [[25 mars]] [[1655]]. Huygens était inspiré par les découvertes des quatre [[Lune galiléenne|satellites de Jupiter]] par [[Galileo Galilei|Galilée]] en 1610 à l'aide d'un [[télescope]]. Huygens contribua lui-même à certaines avancées dans le domaine des télescopes. Il découvrit Titan lorsqu'en cherchant à étudier les anneaux de Saturne (dont la nature n'était alors pas connue), il observa un point lumineux<ref>{{Lien web | url=http://www.esa.int/esaSC/SEMJRT57ESD_index_0.html | titre=Discoverer of Titan: Christiaan Huygens | éditeur=ESA | date=24/04/2007 | consulté le=11/4/2008 }}</ref>. Huygens publia sa découverte la même année dans l'ouvrage ''De Saturni Luna Observatio Nova''. === Nom === Huygens nomma sa découverte simplement ''Saturni Luna'' (ou ''Luna Saturni''), du latin pour « lune de Saturne ». Lorsque que [[Jean-Dominique Cassini (1625-1712)|Jean-Dominique Cassini]] découvrit quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prirent l'habitude d'appeler les cinq corps de Saturne I à Saturne V, Titan recevant le plus souvent la quatrième position. Titan fut officiellement numéroté « Saturne VI » lorsque la numérotation fut gelée après 1789. Ce n'est qu'en [[1847]] que [[John Herschel]], fils de [[William Herschel]] (découvreur de [[Mimas (lune)|Mimas]] et [[Encelade (lune)|Encelade]] en [[1789]]), proposa que les désignations numériques soient remplacées par les noms de [[Titan (mythologie grecque)|Titans]], frères et sœurs de [[Cronos]] (équivalent de [[Saturne (mythologie)|Saturne]] dans la mythologie grecque)<ref>{{Article astronomique | url=http://adsabs.harvard.edu//full/seri/MNRAS/0008//0000042.000.html | titre=Satellites of Saturn; Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn | auteur=Lassell | revue=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | vol=8 | pages=42 | année=12/11/1847 | bibcode=1847MNRAS...8....1. }}</ref>. === Observation === Titan n'est jamais visible à l'œil nu, mais peut être observé à l'aide de petits télescopes ou de bonnes jumelles. Son observation en amateur est difficile à cause de la proximité du globe de Saturne et du système annulaire. Avant l'âge spatial, les observations du satellite étaient limitées. En 1907, l'astronome espagnol [[Josep Comas Solá]] suggéra qu'il avait observé un assombrissement des bords du disque de Titan et deux zones blanches et rondes en son centre. En 1940, [[Gerard Kuiper]] déduisit que Titan possédait une atmosphère<ref>{{Lien web | url=http://www.astro.helsinki.fi/~naranen/titan/titan.html | titre=The Atmosphere of Titan | auteur=J. Näränen | éditeur=Univesité d'Helsinki, département d'astronomie | consulté le=11/04/2008 }}</ref>. === Exploration === La première sonde à visiter Saturne fut ''[[Pioneer 11]]'' en 1979, qui détermina que Titan était probablement trop froid pour héberger toute forme de vie<ref>{{Lien web | url=http://www.nasa.gov/centers/ames/missions/archive/pioneer.html | date=26/03/2007 | titre=The Pioneer Missions | auteur=Pioneer Project | éditeur=NASA/JPL | consulté le=11/03/2008 }}</ref>. L'engin prit les premières photos de la lune, mais de faible qualité. Le premier plan rapproché de Titan fut pris le 2 septembre 1979<ref>{{Lien web | url=ftp://ftp.hq.nasa.gov/pub/pao/images/index/photoindex/pioneer11.htm | titre=Pioneer XI - Photo Index | éditeur=NASA | consulté le=11/03/2008 }}</ref>. Titan fut examiné par ''[[Voyager 1]]'' en 1980 et ''[[Voyager 2]]'' en 1981. La trajectoire de ''Voyager 1'' fut spécifiquement modifiée pour passer plus près de la lune. Malheureusement, la sonde ne possédait aucun instrument capable de voir à travers l'atmosphère du satellite, une caractéristique qui n'avait pas été envisagée. Plusieurs années après, un traitement intensif des images prises par ''Voyager 1'' à l'aide de son filtre orange suggéra l'existence des régions claires et sombres connues désormais sous le nom de [[Xanadu (Titan)|Xanadu]] et [[Sahngri-la (Titan)|Sahngri-la]]<ref>{{Article astronomique | auteur=Richardson, James; Lorenz, Ralph D.; McEwen, Alfred | titre=Titan's Surface and Rotation: New Results from Voyager 1 Images | revue=Icarus | vol=170 | no=1 | pages=113–124 | année=07/2004 | doi=10.1016/j.icarus.2004.03.010 | bibcode=2004Icar..170..113R }}</ref> mais, à ce moment là, elles avaient déjà été observées dans l'infrarouge par le télescope spatial Hubble. ''Voyager 2'' ne passa pas à proximité de Titan. L'équipe en charge de la sonde avait la possibilité de la placer soit sur une trajectoire l'amenant près du satellite soit dans la direction d'Uranus et Neptune. Du fait de l'expérience de ''Voyager 1'', la deuxième option fut choisie. Titan est l'un des objectifs principaux de la [[sonde Cassini-Huygens|mission Cassini-Huygens]] qui étudie actuellement Saturne, ses [[anneau planétaire|anneaux]] et ses [[satellite naturel|satellites]]. La [[sonde Cassini-Huygens]] peut être décomposée en deux parties : * l'orbiteur ''Cassini'' ([[NASA]]), qui tourne autour de [[Saturne (planète)|Saturne]]. Il étudie Titan au cours de passages rapprochés (''fly-by'') à l'aide principalement des instruments RADAR et VIMS ; * le module d'exploration ''Huygens'' ([[Agence spatiale européenne|ESA]]), qui lui est entièrement dédié à l'étude de l'atmosphère et de la surface de Titan. Il a fourni de nombreuses informations, le [[14 janvier]] [[2005]], au cours de sa chute dans l'atmosphère de Titan depuis l'orbiteur ''Cassini'' jusqu'à la surface du satellite où il a ''atterri'' sans encombre. Titan est ainsi devenu le 5{{e}} astre sur lequel l'homme a réussi à faire atterrir un [[engin spatial]], après la [[Lune]], [[Vénus (planète)|Vénus]], [[Mars (planète)|Mars]] et l'[[astéroïde]] [[433 Éros|Eros]]. Titan est le premier satellite d'une autre planète que la Terre où un objet terrestre s'est posé. Il est également le 1{{er}} corps du système solaire lointain, au-delà de la ceinture d'astéroïdes, où un objet terrestre s'est posé. :''Voir également :'' : [[Colonisation de Titan]] === Cassini–Huygens === {{Article détaillé|Mission Cassini-Huygens}} [[Image:ELAp.gif|thumb|Détails de la mission Cassini-Huygens.]] La [[mission Cassini-Huygens]] atteignit le système de Saturne le 1{{er}} juillet 2004. Composée de ''Cassini'', un orbiteur conçu par la NASA, et ''Huygens'', un module d'atterrissage développé par l'ESA, la sonde est la première à être spécialement dédiée à Saturne et à son environnement. ''Cassini'' survola Titan le 26 octobre 2004 et prit des photographies en haute résolution de la surface de la lune, à seulement 1 200 km de distance, discernant des zones claires et sombres invisibles depuis la Terre. Le module ''Huygens'' atterrit sur Titan le 14 janvier 2005, découvrant que de nombreuses zones de la surface semblaient avoir été formées par l'écoulement de liquides par le passé<ref name="huygens picture saturn">{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/index.cfm | titre=Cassini at Saturn: Introduction | éditeur=NASA/JPL | consulté le=11/104/2008 }}</ref>. Le 22 juillet 2006, ''Cassini'' débuta le premier d'une série de 21 survols de Titan, tous à seulement 950 km du satellite ; le dernier survol est prévu pour le 12 mai 2008<ref>{{Lien web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/cassini-calendar-ALL.cfm | titre=Cassini at Saturn - Saturn Tour Dates | éditeur=NASA/JPL | consulté le=11/104/2008 }}</ref>. Des zones liquides auraient été détectées près du pôle nord après le 16{{e}} survol, sous la forme de plus de 75 lacs de méthane<ref name="PIA08630">{{Lien web | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08630 | titre=PIA08630: Lakes on Titan | auteur=NASA Planetary Photojournal | éditeur=NASA/JPL | consulté le=11/104/2008 }}</ref>. == Voir aussi == === Liens internes === * [[Saturne (planète)|Saturne]] * [[Satellites naturels de Saturne]] * [[Colonisation de Titan]] * [[Huygens (sonde spatiale)]] === Liens externes === {{CommonsCat|Titan (moon)|Titan}} * {{fr}} {{Lien web | url=http://perso.orange.fr/sciences-et-enseignement/Pages/Titan-exploration.html | titre=Titan - Exploration d'un nouveau monde | consulté le=11/04/2008 }} * {{fr}} '''Sous les brumes de Titan''', épisodes [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2008/04/14/365-sous-les-brumes-de-titan-1-3 1], [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2008/04/14/366-sous-les-brumes-de-titan-2-3 2] et [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2008/04/14/367-sous-les-brumes-de-titan-3-3 3], [[Ciel & Espace]] radio, Jean-Pierre Lebreton (responsable scientifique à l’ESA de la mission Cassini-Huygens) * {{en}} {{Lien web | url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sat_Titan | titre=Titan Profile | éditeur=NASA's Solar System Exploration | consulté le=11/04/2008 }} * {{en}} {{Lien web | url=http://www.solarviews.com/eng/titan.htm | titre=Titan - Saturn IV | auteur=C. J. Hamilton | éditeur=Solar View | consulté le=11/04/2008 }} * {{en}} {{Lien web | url=http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/titan.html | titre=Saturn's moon Titan | éditeur=The Planetary Society | consulté le=11/04/2008 }} === Références === {{Références|colonnes=2}} {{Saturne}} {{Portail|astronomie|Origine et évolution du vivant}} {{Lien AdQ|en}} {{Lien AdQ|pt}} {{Lien BA|de}} [[Catégorie:Lune de Saturne]] [[af:Titan (maan)]] [[als:Titan (Mond)]] [[ar:تايتان (قمر)]] [[bg:Титан (спътник)]] [[br:Titan (loarenn)]] [[bs:Titan (mjesec)]] [[ca:Tità (satèl·lit)]] [[co:Titanu (astrunumia)]] [[cs:Titan (měsíc)]] [[cy:Titan (lloeren)]] [[da:Titan (måne)]] [[de:Titan (Mond)]] [[el:Τιτάνας (δορυφόρος)]] [[en:Titan (moon)]] [[eo:Titano (luno)]] [[es:Titán (luna)]] [[et:Titan]] [[eu:Titan (ilargia)]] [[fa:تیتان]] [[fi:Titan (kuu)]] [[frp:Titan (satèlite)]] [[gl:Titán (satélite)]] [[gv:Titan (fo-phlannad)]] [[he:טיטאן (ירח)]] [[hr:Titan (mjesec)]] [[hu:Titán (hold)]] [[id:Titan]] [[io:Titano]] [[it:Titano (astronomia)]] [[ja:タイタン (衛星)]] [[ko:티탄 (위성)]] [[la:Titan (satelles)]] [[lb:Titan (Mound)]] [[lt:Titanas (palydovas)]] [[lv:Titāns (pavadonis)]] [[ms:Titan (bulan)]] [[nl:Titan (maan)]] [[nn:Saturnmånen Titan]] [[no:Titan (måne)]] [[pl:Tytan (księżyc)]] [[pt:Titã]] [[ro:Titan (satelit)]] [[ru:Титан (спутник)]] [[scn:Titanu]] [[simple:Titan (moon)]] [[sk:Titan (mesiac)]] [[sl:Titan (luna)]] [[sr:Титан (месец)]] [[sv:Titan (måne)]] [[th:ไททัน]] [[tr:Titan (uydu)]] [[uk:Титан (супутник)]] [[vi:Titan (vệ tinh)]] [[zh:土卫六]] [[zh-classical:土衛六]] [[zh-min-nan:Titan (oē-chheⁿ)]]