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Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France

Titan : présentation générale. Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France. Coustenis Athéna Titan et la mission Cassini-Huygens. Titan révélée par Voyager en 1980. L’atmosphère de Titan. Ce qu’on sait de Titan par Voyager 1 :

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Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France

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Presentation Transcript

  1. Titan : présentation générale Athéna Coustenis LESIA, Observ. de Paris-Meudon, France

  2. Coustenis Athéna Titan et la mission Cassini-Huygens

  3. Titan révélée par Voyager en 1980

  4. L’atmosphère de Titan

  5. Ce qu’on sait de Titan par Voyager 1 : • N2 est le composant majoritaire • CH4 & autres hydrocarbures • H2 • nitriles • Peu d’oxygène: H2O, CO, CO2 Intéressant pour la chimie prébiotique : un laboratoire à échelle planétaire pour étudier des phénomènes similaires à ceux prévalant sur la Terre primitive

  6. ISO • ISOest un observatoire opérant dans l’infrarouge (November 1995 - April 1998, durée de 28 mois) • Le diamètre du télescope refroidi par He est de 60 cm. • ISO enregistre dans la région spectrale de2 - 200 micron avec 4 instruments: • 2 spectromètres (SWS et LWS) • SWS: 2.5 - 45 m • LWS: 45 - 200 m • 1 photomètre (ISOPHOT) • PHT-S: 2.5-5 & 6-12 m • 1 caméra (ISOCAM) en deux modes différents: • Grating mode (R=1500 - 3000) • Fabry - Pérot mode (R=10000 - 20000)

  7. Découvertes sur Titan par ISO HC3N C6H6 Vapeur d’eau (Coustenis et al., 1998) A. Coustenis, A. Salama, B. Schulz, E. Lellouch, Th. Encrenaz, S. Ott, M. Kessler, Th. De Graauw, the ISO Titan Team Benzène (C6H6) (Coustenis et al., 2003) Premier spectre de la surface dans la région à 3 micron (Coustenis et al., 2006)

  8. Le mystère de la basse atmosphère et de la surface de Titan

  9. 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

  10. Observations depuis la Terre (CFHT, UKIRT, IRTF, Keck, VLT, etc), et depuis l’espace (HST, ISO) du spectra UV et IR-proche de Titan. 7 -> 50 mm 5 mm Spectre dans l’IR lointain de Titan comme observé par Voyager, ISO et Cassini. (et même depuis le sol par Gillett en 1973).

  11. Spectroscopie de Titan depuis la Terre

  12. Spectre de Titan en UV et dans l’IR proche 1.08 0.83 1.28 0.94 1.6 2.0 McKay et al. 2001

  13. 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) Courbe de lumière de Titan

  14. leading trailing ISO Griffith et al., 2003 Griffith et al., 1998

  15. ISO- PHT Titan de 2.5 à 5 micron

  16.  Les données

  17. Haze profile CH4 abundance Surface albedo  Fit au données ISO/SWS et Keck II Coustenis et al. (2006)

  18.  On compare avec les candidats possibles CO2 Côté brillant CH4 H2O tholins Côté sombre CH4 CO2 H2O tholins

  19. Portraits de Titan

  20. Optique adaptative • Analyseur du front d’onde • Système de contrôle • Miroir déformable

  21. Systèmes d’optique adaptative • PU’EO /KIR • 3,6-m CFHT (Hawaii) • bandpass 0,7 - 2,5µm • CCD 1024x1024 • 0.0348 ”/pixel • NAOS/CONICA • 8-m VLT/UT4 (Chile) • bandpass 0,9 - 5µm • CCD 1024x1024 • 0.01325 ”/pixel NAOMI / OASIS • 4.2-m WHT (Canaries) • bandpass 0,8-1µm • CCD 2048x2048 • 0.09 ”/pixel

  22. HST 1997-1998 Meier et al. (2000) HST 1994 Smith et al. (1996) Images de Titan par le HST

  23. Observations de Titan avec AO

  24. z 130 90 80 50 40 30 20 0 2.26 1.75,2.15,2.17 1.18,1.64 • 1.21,2.15 • 1.04,1.24,1.60 • 2.12 • 1.09 • 1.08,1.29,1.57,2.0 Comment les filtres s’associent aux altitudes 1.04>42 km 1.09>20 km 1.18>80 km 1.21>50 km 1.24>35 km 1.60>35 km 1.64>80 km 1.75>95 km 2.12>20 ou 40 km 2.15>50 km 2.17>90 km 2.20>90 km 2.26>130 km Limites de diffraction:l PU’EO NAOS 1.28 m 0.08” 0.033” 1.64 m 0.10” 0.042” 2.12 m 0.12” 0.055” 20 pixels au mieux sur le dimaètre de Titan

  25. Titan par optique adaptative PUEO (CFHT) 1998 ADONIS (ESO) 1994-1995 Combes et al., 1987; Coustenis et al., 2001

  26. Titan’s smile Morning fog ? Titan’s smile Titan’s surface Morning fog ? Titan’s surface Smile inversion? Les différents visages de Titan PUEO: images prises en 1998 à 1.29 (J1) et 1.18 (J2) mm (Coustenis et al., 2001). PUEO: image prise en 2001 à 1.644 µm (Fe II) (Coustenis et al., 2003).

  27. Images de Titan par le Keck Roe et al., & Brown & al. (2002) ESO/Very Large Telescope NAOS système d’optique adaptative Gendron et al. (2004, A&A) Nouveaux visages de Titan 2001-2002 avec de plus grands télescopes

  28. L’atmosphère:asymétriesvortexun monde dans une évolution turbulente

  29. I I? P X X X S? S? S? J1 1.293µ J2 1.181µ H1 1.600µ H2 1.640µ I I? I P P 20/11/2002 13h30 UT 83° LCM S FeII 1.644µ H2(1-0) 2.122µ Brg2.166µ Part II Example of data: Titan at GEE PUEO O Surface X Smile S Phase P Inversion I South Feature O Part I Part III

  30. I I I Brume matinale X P X Titan en Jan05: VLT/NACO O? S? NACO Surface X 16/01/2005 03h58 UT 192° LCM Saisons S Phase P Inversion I Motif au Sud O

  31. S S Altitude ? ? ? ? N N N Time N N N Evolution de l’asymétrie Nord-Sud L’inversion se propage vers le bas avec le temps Hirtzig et al. 2006

  32. Evolution de l’asymétrie E-W j–3,68 phase W j+0,25 phase W j+0,29 phase W j+5,80 phase E j+0,51 phase W j+0, 91 phase W Profils W-E profiles en fonction de l’angle de phase solaire Dans les cas de faible phase on détecte l’effet de brume Hirtzig et al. 2006

  33. Evolution of the EWA Regular E phase Regular W phase 7 firm detections of the « Morning Fog » effect Hirtzig et al. (2006)

  34. 800 km Taille : 0.09 x 0.05 arcsec (+/- 0.01) Trajectoire: confinée en deçà du 80°, erratique Rotation: PROGRADE Vitesse = 3m/s Altitude entre 20 et 80 km Hirtzig et al. 2006

  35. Cartes d’albédo de la surface de Titan 1.28 micron Face avant Face arrière Coustenis et al. 2005

  36. Titan with NACO in 2004 345 LCM 2 mm The “Australia-like” southern continent near 45°S is 60% brighter than the surrounding areas as shown in the profiles. Coustenis et al. 2005

  37. Bright/Dark 1 2 3 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength LCM ~ 90° (Coustenis et al. 2004 + Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures Nature de la surface par des contrastes Coustenis et al. 2005

  38. 2.75 mm 1.6 mm 1.3 mm 2.0 mm ? ? √

  39. Bright albedo Dark albedo Bright albedo Dark albedo Bright/Dark 1 2 3 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Longueur d’Onde 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength 1.08µ 1.28µ 1.6µ 2.0µ Wavelength CH4/C2H6 ice H2O ice Tholins Hydrocarbons / Bitumens Surface candidates LCM ~ 90° (Coustenis et al. 200 + Coustenis et al. 2001) Extrapolation LCM ~ 90° LCM = 212° LCM = 345° Measures Bright = C2H6 ice + Tholins Dark = H2O ice + liq. hydrocarbons Possibility Nature de la surfacepar les contrastes OK

  40. Dernières images de la surface avant Cassini-Huygens

  41. Spectro-imagerie de Titan par OASIS OASIS Spectro-imaging: Le disque de Titan est résolu Hirtzig et al. (2005, PSS)

  42. L’albédo géométriqueà 0.94 micron . Centre (C) en noir, Nord (N) en bleu, Sud (S)en rouge, Ouest (W) en vert et Est (E) en jaune. S>N S>N N>S

  43. L’albédo de surface

  44. 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).

  45. Cartography of Titan’s surface 1.28 µm 1.60 µm Colour changes wrt wavelength on Xanadu Coustenis et al. (2005)

  46. 1.28 µm 1.60 µm 2.00 µm 0.94 µm; with Cassini/ISS (TL C. Porco) Cartes de la surface de Titan Cartes similaires à toutes longueurs d’onde Ce qui est brillant le reste Quelques changements de forme: changements de couleurs?

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