Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon,

France

Titan : présentation générale

Coustenis Athéna Titan et la mission Cassini-Huygens

TerreTerre TitanTitan

1 année1 année 1 an terrestre1 an terrestre 29.5 années 29.5 années

terrestresterrestres

1 jour1 jour 1 jour1 jour 15.94 jours15.94 jours

Inclinaison orbitaleInclinaison orbitale 23.4523.45 26.726.7

Titan révélée par Voyager en 1980

L’atmosphère de Titan L’atmosphère de Titan

Ce qu’on sait de Titan Ce qu’on sait de Titan par Voyager 1 :par Voyager 1 :

N2N2 est le composant est le composant majoritairemajoritaire

CH4CH4 & autres hydrocarbures & autres hydrocarbures H2H2 nitrilesnitriles Peu Peu d’oxygèned’oxygène: H2O, CO, : H2O, CO,

CO2CO2

Intéressant pour la chimie Intéressant pour la chimie prébiotique : un laboratoire à prébiotique : un laboratoire à échelle planétaire pour échelle planétaire pour étudier des phénomènes étudier des phénomènes similaires à ceux prévalant similaires à ceux prévalant sur la Terre primitivesur la Terre primitive

ISOISO est un observatoire opérant dans l’infrarouge (November 1995 - April 1998, , durée de 28 moisdurée de 28 mois)

Le diamètre du télescope refroidi par He est de 60 cm. ISO enregistre dans la région spectrale de 2 - 200 micron2 - 200 micron

avec 4 instruments: : 2 spectromètres (SWS et LWS) 2 spectromètres (SWS et LWS)

SWSSWS: : 2.5 - 45 2.5 - 45 mmLWSLWS: : 45 - 200 45 - 200 mm

1 photomètre (ISOPHOT)1 photomètre (ISOPHOT)PHT-SPHT-S: : 2.5-5 & 6-12 2.5-5 & 6-12 mm

1 caméra (ISOCAM) 1 caméra (ISOCAM) en deux modes différents: Grating mode Grating mode (R=1500 - 3000)(R=1500 - 3000) Fabry - Pérot mode Fabry - Pérot mode (R=10000 - 20000)(R=10000 - 20000)

ISO

Découvertes sur Titan par ISOA. Coustenis, A. Salama, B. Schulz, E. Lellouch, Th. Encrenaz, S. Ott, M. Kessler, Th. De Graauw, the ISO Titan TeamA. Coustenis, A. Salama, B. Schulz, E. Lellouch, Th. Encrenaz, S. Ott, M. Kessler, Th. De Graauw, the ISO Titan Team

Vapeur d’eau(Coustenis et al., 1998) Benzène (C6H6)

(Coustenis et al., 2003)

Premier spectre de la surface dans la région à 3 micron(Coustenis et al., 2006)

HC3N

C6H6

Le mystère de la basse atmosphère et de Le mystère de la basse atmosphère et de la surface de Titanla surface de Titan

La basse atmosphère et la surface de Titan

•Cycle du méthane•Nuages?•Océan global impossible

•Echos radar•Effets de marée•Images & spectres

Lacs? Montagnes? Glaces?Exploration dans l’IR proche

Coustenis Athéna

Observations depuis la Terre (CFHT, UKIRT, IRTF, Keck, VLT, etc), et depuis l’espace (HST, ISO) du spectra UV et IR-proche de Titan.

5 m

Spectre dans l’IR lointain de Titan comme observé par Voyager, ISO et Cassini. (et même depuis le sol par Gillett en 1973).

7 -> 50 m

Spectroscopie de Titan depuis la TerreSpectroscopie de Titan depuis la Terre

0.830.94

1.281.08

1.6

2.0

Spectre de Titan en UV et dans l’IR proche

McKay et al. 2001

Courbe de lumière de Titan

• Date: 1993/08/05 LCM: 253º (GWE) Coverage: 1 to 2.5 m Spectral resolution: 25 cm-1

Geoc. distance: 8.81 UA CH4 windows: 1.08, 1.28, 1.58, 2.0 m• Date: 1995/08/17 LCM: 67º (GEE) Coverage: 1 to 2.5 m Spectral resolution: 25 cm-1

Geoc. distance: 8.66 UA CH4 windows: 1.08, 1.28, 1.58, 2.0 m

GEE (1995)

GWE (1993)

Griffith et al., 2003

leadingtrailing

ISO

Griffith et al., 1998

ISO- PHT ISO- PHT Titan de 2.5 à 5 micronTitan de 2.5 à 5 micron

ISO/PHT flux

-0,01

0,03

0,07

0,11

0,15

2,4 2,7 3 3,3 3,6 3,9 4,2 4,5 4,8

Wavelentgh (? )m

( )Flux Jy

flux max

flux

flux min

Les données

Fit au données ISO/SWS et Keck II

Haze profile

CH4 abundance

Surface albedo

Coustenis et al. (2006)

On compare avec les candidats possibles

Côté brillant

Côté sombre

H2O

tholins

CO2CH4

H2O

tholins

CH4 CO2

Portraits de TitanPortraits de Titan

Optique adaptative Optique adaptative

Analyseur du front Analyseur du front d’onded’onde

Système de contrSystème de contrôleôle Miroir déformableMiroir déformable

Systèmes d’optique Systèmes d’optique adaptativeadaptative

NAOMI / OASISNAOMI / OASIS 4.2-m WHT 4.2-m WHT

(Canaries)(Canaries) bandpass 0,8-bandpass 0,8-

1µm1µm CCD 2048x2048CCD 2048x2048 0.09 ”/pixel0.09 ”/pixel

NAOS/CONICA• 8-m VLT/UT4 (Chile)• bandpass 0,9 - 5µm• CCD 1024x1024• 0.01325 ”/pixel

PU’EO /KIR• 3,6-m CFHT

(Hawaii)• bandpass 0,7 -

2,5µm• CCD 1024x1024• 0.0348 ”/pixel

Images de Titan par le HSTImages de Titan par le HST

HST 1994Smith et al. (1996)

HST 1997-1998Meier et al. (2000)

Observations Observations de Titan avec AOde Titan avec AO

InstrumentInstrument DateDate Seeing Seeing at bestat best GEEGEE PhasePhase

NAOSNAOS20,25,26 Nov 200220,25,26 Nov 2002

25 April 200425 April 20040.8 ”0.8 ”0.7 ”0.7 ”

+0, +5d+0, +5d-3d-3d

+3.1°+3.1°-1°-1°

PUEOPUEO 27th Oct 199827th Oct 1998 0.35 "0.35 " +0d+0d -0,509°-0,509°

7th-8th Mar 20017th-8th Mar 2001 0.6 "0.6 " +0, +1d+0, +1d -5,8°-5,8°

5th Dec 20015th Dec 2001 0.5 "0.5 " +1d+1d -0,248°-0,248°

13-14 Nov 200213-14 Nov 2002 0.34 "0.34 " +9,+10 d+9,+10 d +3.8°+3.8°

20-21 Nov 200220-21 Nov 2002 0.44 "0.44 " -0.5, +0.5 -0.5, +0.5 dd +3.1°+3.1°

5-7 Jan 20045-7 Jan 2004 0.60.6 -4 d-4 d -0.6°-0.6°

15-16 Jan 200515-16 Jan 2005 0.40.4 +4 d+4 d +0.2+0.2

OASISOASIS 17 Nov 200017 Nov 2000 0.9  "0.9  " +0d+0d +0.323°+0.323°

Comment les filtres s’associent aux altitudesComment les filtres s’associent aux altitudesName λ (µm) Lowe r level sprobe d i n the

cent er o f th eimageI 0,834 ± 0,097 Stratospher e+ troposphere

NB_1.04 1.040 ± 0,075 TropopauseHeI 1,083 ± 0,004 Surfa ce+ lowe sttroposphere

PaGamma 1,094 ± 0,005 Surfa ce+ lowe r troposphereJ2 1,181 ± 0,064 Stratosphere

Jcont 1,207 ± 0,007 Lowe r strat o+ troposphereJ1 1,293 ± 0,070 Surface+lowe r troposphere

Hcont 1,570 ± 0,010 Surfa ce+ troposphere1H 1,600 ± 0,080 Surfa ce+ lowe r troposphere2H 1,640 ± 0,050 Surface+troposphere

FeII 1,644 ± 0,007 Stratospher e(200 km)NB_1.75 1.748 ± 0,013 Stratospher e(140 km)

K' 2,120 ± 0,170 Stratospher e+ troposphereH2 (1-0) 2,122 ± 0,010 Troposphere

BrGamma 2.166 ± 0,010 Stratospher e(165 km)K 2,200 ± 0,168 Stratospher e+ troposphere

Kcont 2,260 ± 0,030 Stratospher e(260 km)

Limites de diffraction:λ PU’EO NAOS1.28 0.08” 0.033”1.64 0.10” 0.042”2.12 0.12” 0.055”

20 pixels au mieux sur le dimaètre de Titan

1.04>42 km1.09>20 km1.18>80 km1.21>50 km1.24>35 km1.60>35 km1.64>80 km1.75>95 km2.12>20 ou 40 km2.15>50 km2.17>90 km2.20>90 km2.26>130 km

z2.26

1.75,2.15,2.17

1.18,1.64

1.21,2.151.04,1.24,1.6

02.121.09

1.08,1.29,1.57,2.0

130

9080

50403020

0

ADONIS (ESO) 1994-1995

PUEO (CFHT) 1998

Titan par optique adaptative

Combes et al., 1987; Coustenis et al., 2001

Titan’s smileTitan’s smile

Morning fog ?

Titan’s surface

Smile inversion?

Morning fog ?

Titan’s surface

Les différents visages de TitanLes différents visages de Titan

PUEO: images prises en 1998 à 1.29 (J1)et 1.18 (J2) m (Coustenis et al., 2001).

PUEO: image prise en 2001 à 1.644 µm (Fe II) (Coustenis et al., 2003).

Nouveaux visages de Titan 2001-2002 Nouveaux visages de Titan 2001-2002 avec de plus grands télescopesavec de plus grands télescopes

Images de Titan par le Keck Roe et al., & Brown & al. (2002)

ESO/Very Large TelescopeNAOS système d’optique adaptativeGendron et al. (2004, A&A)

L’atmosphère:L’atmosphère:asymétriesasymétries

vortexvortexun monde dans une évolution turbulenteun monde dans une évolution turbulente

FeII 1.644µ H2(1-0) 2.122µ Br 2.166µ

J1 1.293µ J2 1.181µ H1 1.600µ H2 1.640µ

20/11/2002

13h30 UT

83° LCM

Example of data: Titan at GEEExample of data: Titan at GEE

Surface X Smile S Inversion I South Feature O

X X X

O

S?

S

S? S?

I

I?I

I I?

Phase P

PP

P

Part II Part IIIPart I

PUEO

Titan en Jan05: VLT/NACOTitan en Jan05: VLT/NACO

Surface X

Saisons S

Inversion IMotif au Sud O

Phase P

16/01/2005

03h58 UT

192° LCM

NACO

O?

X

X

S?

IIIBrume matinale

P

Evolution de l’asymétrie Nord-SudEvolution de l’asymétrie Nord-Sud

N

N

NN

N

N

?

??

?

SS

L’inversion se propage vers le bas avec le temps

Altitude

Tim

e

Hirtzig et al. 2006

Evolution de l’asymétrie E-WEvolution de l’asymétrie E-W

Profils W-E profiles en fonction de l’angle de phase solaire

–3,68

phase W

+5,80

phase E

+0,51

phase W

+0,29

phase W

Dans les cas de faible phase on détecte l’effet de brume

+0,25

phase W

+0, 91

phase W

Hirtzig et al. 2006

Evolution of the EWAEvolution of the EWA

Hirtzig et al. (2006)

Regular W phase7 firm detections of the « Morning Fog » effect

Regular E phase

Trajectoire: confinée en deçà du 80°, erratique

Rotation: PROGRADE

800 km

Vitesse = 3m/s

Altitude entre 20 et 80 km

Taille : 0.09 x 0.05 arcsec (+/- 0.01)

Hirtzig et al. 2006

Cartes d’albédo de la surface Cartes d’albédo de la surface de Titande Titan

1.28 micron1.28 micronFace avant Face arrière

Coustenis et al. 2005

Titan with NACO in 2004 Titan with NACO in 2004 345 LCM 345 LCM

2 2 m m

The “Australia-like” southern continent near 45°S is 60%brighter than the surrounding areas as shown in the profiles. Coustenis et al. 2005

Nature de la surface par des contrastesNature de la surface par des contrastes

1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µWavelength

Bri

ght/

Dar

k

1

2

3

LCM ~ 90° (Coustenis et al. 2004 + Coustenis et al. 2001)

Extrapolation LCM ~ 90°

LCM = 212°

LCM = 345°

Measures

Coustenis et al. 2005

2.0 m 1.6 m 1.3 m2.75 m

?

?

√

1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µWavelength

Bri

ght/

Dar

k

1

2

3

LCM ~ 90° (Coustenis et al. 200 + Coustenis et al. 2001)

Extrapolation LCM ~ 90°

LCM = 212°

LCM = 345°

Measures

Nature de la surfaceNature de la surfacepar les contrastespar les contrastes

1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µLongueur d’Onde

Bright albedo

Dark albedo

CH4/C2H6 ice

H2O ice

Tholins

Hydrocarbons / Bitumens

Surface candidates

1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µWavelength

Bright albedo

Dark albedo

Bright = C2H6 ice + Tholins

Dark = H2O ice + liq. hydrocarbons

Possibility

OK

Dernières images de la surface Dernières images de la surface avant Cassini-Huygensavant Cassini-Huygens

OASIS Spectro-imaging: Le disque de Titan est résolu

Hirtzig et al. (2005, PSS)

Spectro-imagerie de Titan par OASIS

L’albédo géométriqueL’albédo géométriqueà 0.94 micronà 0.94 micron

. . Centre (C) en noirCentre (C) en noir, , Nord (N) en bleuNord (N) en bleu, , Sud (S)en rouge,Sud (S)en rouge, Ouest (W) en vertOuest (W) en vert et et Est (E) en jaune.Est (E) en jaune.

N>S

S>N S>N

L’albédo de surfaceL’albédo de surface

Carte de Titan par OA avec le VLT/NACO

X

“Ce qui est brillant le reste” : les régions brillantes pourraient être des glaces d’hydrocarbures, les sombres de la glace d’eau et des organiques (solides ou liquides).

1.28 µm 1.60 µm

Colour changes wrt wavelength on Xanadu

Cartography of Titan’s surface

Coustenis et al. (2005)

Ce qui est brillant le reste

Quelques changements de forme: changements de couleurs?

0.94 µm; with Cassini/ISS (TL C. Porco)

Cartes de la Cartes de la surface de Titansurface de Titan

1.28 µm

1.60 µm

2.00 µm

Cartes similaires à toutes longueurs d’onde