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Première carte des rivières de méthane liquide qui coulent à la surface de Titan

Une nouvelle étude, dirigée par des astronomes de l’université Cornell, a publié les cartes des réseaux fluviatiles de méthane liquide à la surface de Titan, à partir des données de la sonde Cassini de la Nasa. Cette cartographie permettra notamment de fournir un meilleur contexte d’étude à la future mission Dragonfly.

Plus gros satellite naturel de Saturne, Titan est principalement composé de roche et d’eau gelée. Sa surface a longtemps été méconnue du fait de l’épaisse couche d’atmosphère qui enveloppe l’astre, jusqu’à l’arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004. Cette dernière a permis la découverte d’un monde à la surface active, caractérisée par du cryovolcanisme et la présence d’hydrocarbures liquides. L’existence d’un océan interne est d’ailleurs suspectée sur cette lune.

Titan est le seul corps connu du Système solaire, en dehors de la Terre, à abriter de la matière liquide à sa surface : les conditions de pression et de température qui y règnent permettent en effet au méthane et à l’éthane d’y subsister à l’état liquide. C’est de nouveau grâce à la sonde spatiale Cassini que la présence d’hydrocarbures liquides y est pour la première fois observée et confirmée, à la suite de l’identification d’un lac situé au pôle Sud de la lune. Depuis, de nombreuses autres étendues d’hydrocarbures ont été découvertes, ainsi que des réseaux d’écoulement de méthane liquide, faisant de Titan le seul objet du Système solaire à subir des processus d’érosion par des écoulements de liquides.

Une carte des réseaux fluviatiles de Titan
L’étude approfondie de ces réseaux d’écoulements constituerait un intérêt profond pour les planétologues : elle aurait des implications sur la compréhension du système climatique de Titan (interactions surface-atmosphère, précipitations), ou encore sur la caractérisation du système de transport des sédiments sur cette lune. L’équipe d’astronomes de l’université Cornell a alors cherché à recenser et cartographier ces réseaux fluviatiles, à partir des données radar acquises par la mission Cassini-Huygens.

Les réseaux fluviatiles sont distingués grâce aux forts contrastes clairs ou foncés qu’ils créent avec le reste de la surface : les réseaux figurant en foncé sur les images radar sont interprétés comme étant emplis de liquide, tandis que les réseaux figurant en clair sont interprétés comme étant des canaux « asséchés ». Ces caractéristiques ont permis aux chercheurs de dresser une carte recensant les réseaux fluviatiles de Titan, couvrant près de 60 % de la surface du satellite pour une résolution spatiale de 1,7 kilomètre par pixel ou mieux.

La majorité des réseaux fluviatiles imagés par Cassini semble localisée dans les régions polaires et dans la région de Xanadu, près de l’équateur. Ils semblent pour la plupart concentrés autour des grandes mers dans la région du pôle Nord, tandis que leur répartition géographique semble plus erratique autour du pôle Sud. Ces chenaux peuvent montrer une morphologie assez diversifiée, présentant tantôt des méandres, tantôt un cheminement rectiligne, avec quelques possibles canyons.

Préparation pour la future mission Dragonfly
Prévue pour atterrir sur la surface de Titan en 2034, la mission Dragonfly de la Nasa a entre autres pour objectif d’étudier la composition de surface de la lune et de réaliser des photos permettant de caractériser les formations géologiques. Ces nouvelles cartes pourraient fournir un contexte pour mieux comprendre les éléments que Dragonfly identifiera à des échelles locales, et faciliteront l’interprétation de ses résultats. Il reste encore à savoir si ces réseaux et ces lacs sont stables à long terme, et à quel point leur évolution dépend des cycles climatiques de Titan.

Source : https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/espace-premiere-carte-rivieres-methane-liquide-coulent-surface-titan-94407/

Pourquoi les lunes de Saturne se ressemblent si peu

Plus de 80 lunes sont en orbite autour de la géante Saturne, en plus de ses célèbres anneaux. Ces satellites ont des compositions différentes. La planétologue Sarah Anderson détaille dans The Conversation l’origine d’une telle variété.

En plus d’être l’une des plus fascinantes planètes avec ses impressionnants anneaux, Saturne abrite plus de 80 lunes, dont Encelade et Titan. Ces lunes sont de composition différente : Encelade est entièrement recouverte de glace d’eau, tandis que Titan abrite une atmosphère de méthane et de diazote. D’où vient cette variété ?

Pour le comprendre, il faut explorer comment ces lunes se sont formées. À défaut d’une machine à voyager dans le temps, les chercheurs simulent le processus avec des modèles numériques.

COMMENT NAISSENT LES LUNES ?
Notre système solaire s’est formé il y a environ 4,5 milliards d’années à partir d’un nuage dense de gaz et de poussière. Le nuage s’est effondré, formant une nébuleuse solaire – un disque de matière en rotation et tourbillonnant.

Au centre, la gravité a attiré de plus en plus de matière, jusqu’à ce que, finalement, la pression dans le noyau soit si grande que les atomes d’hydrogène commencent à se combiner et à former de l’hélium, libérant une énorme quantité d’énergie et donnant naissance au soleil. Nous avons maintenant affaire à un disque d’accrétion en rotation autour de notre proto-étoile.

Ce disque est composé de grains de matière qui s’agglutinent sous l’effet de la force électrostatique pour former petits blocs de quelques kilomètres. Ces blocs, appelés « planétésimaux », peuvent entrer en collision avec d’autres pour former graduellement des objets de plus en plus gros. Certains d’entre eux deviennent suffisamment gros pour que leur gravité prenne le dessus et attire de plus en plus de matière, les façonnant en sphères et formant des planètes.

En même temps, ce processus avait lieu à plus petite échelle autour des planètes elles-mêmes, formant une multitude de lunes. Les « restes » qui ne pouvaient aboutir à des objets suffisamment gros sont devenus nos astéroïdes et nos comètes – ou peuvent constituer des anneaux autour des planètes les plus grosses.

Mais ce n’est pas n’importe quelles molécules qui vont former ces planètes ou ces lunes : leur composition dépendra de quelles molécules sont disponibles, et cette disponibilité dépend de la température, donc de leur distance au soleil. La température de ces disques diminue au cours du temps, et à fur et à mesure que l’on s’éloigne du corps chaud au centre. Chaque type de molécule a un comportement différent : à une certaine température, elle sera trop froide pour rester sous l’état gazeux, et passera à l’état solide (sautant l’état liquide), devenant de la glace.

L’endroit où la température force cette transition est appelé « ligne de glace » : c’est la distance au corps central qui détermine si une espèce moléculaire existe sous forme solide ou gazeuse. Chaque molécule a sa propre température de transition, et donc sa propre ligne de glace.

Près du soleil, le disque est trop chaud pour que les molécules volatiles telles que l’eau ou le méthane puissent rester sous l’état solide, et ces molécules ne viendront former les planétésimaux qu’au-delà de leur ligne de glace. C’est pour cela qu’il existe une grosse différence de composition entre les planètes internes – les plus proches du soleil qui sont rocheuses et sont dites « telluriques » (Mercure, Venus, la Terre, et Mars) – et les planètes externes, qui sont des « géantes gazeuses » (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune). La ligne de glace de l’eau a sculpté ces deux populations, se trouvant entre elles au moment de la formation de ces corps.

On peut imaginer cette nébuleuse comme un gros seau de matière et d’eau pour appréhender pourquoi les éléments lourds « coulent » plus vite vers le bas que les petites particules laissées en suspension. La même chose s’est passée dans ces nébuleuses : les éléments lourds comme le fer, le nickel, et les roches silicates s’approchent du corps lourd central, attiré par la gravité, tandis que les éléments légers sont restés à l’extérieur de la ligne de glace, empêchés par l’eau sous forme gazeuse qui gênait leur approche et les gardaient à l’extérieur.

Et autour de Saturne ? Nous pensons que la même chose s’est produite : la composition des lunes aurait été sculptée par ces lignes de glace.

Donc, nous avons besoin de trouver les fameuses lignes de glace de chaque molécule concernée afin de comprendre la formation de ces lunes si différentes.

UN MINI-SYSTÈME PLANÉTAIRE NUMÉRIQUE
Nous remplissons un espace virtuel avec tous les ingrédients qui composent ces lunes : de la glace d’eau, du monoxyde de carbone, du méthane et du diazote. Avec ces ingrédients en place, nous appliquons les lois de la gravitation ainsi que les lois thermodynamiques, et nous déclenchons le temps : notre simulation regarde la position des éléments, la température et la pression du disque, puis calcule où se trouveront ces éléments dans un pas de temps en plus, ce qui permet d’estimer l’évolution du disque dans le temps. Pour correspondre à ce que nous voyons dans les lunes aujourd’hui, les éléments de base devaient provenir d’un emplacement entre les lignes de glace de monoxyde de carbone et de diazote à leur limite extérieure, et la ligne de glace du méthane comme limite intérieure.

Cependant, au cours de nos simulations, Saturne dévorait tellement rapidement toutes les particules quelle ne laissait pas le temps aux poussières de grossir suffisamment pour bâtir des lunes. Nous avons dû sans cesse réapprovisionner les systèmes en nouveaux solides pour former les lunes.

À la fin de cette dernière simulation, nous avons regardé où se trouvaient ces lignes de glace, et bien sûr où se trouvent les « blocs de construction » de nos lunes : ceux-ci sont à la fin de la simulation plus externes que la position réelle des lunes actuelles. Cela ajoute à la théorie selon laquelle Titan s’est peut-être formé plus loin et a dérivé vers l’intérieur au cours des millénaires.

UN ÉVÉNEMENT CATASTROPHIQUE A-T-IL DÉTRUIT LES LUNES DE GLACE ?
Étant donné qu’Encelade est trop petit pour gérer le stress d’un tel voyage (il aurait notamment été déchiré par des forces de marées), il semble plus probable qu’il se soit formé beaucoup plus tard que Titan, peut-être à partir de la même catastrophe cosmique qui a formé les anneaux de Saturne, si ce scénario est exact.

En effet, les anneaux de Saturne sont constitués de milliards de petits morceaux de glace et de roche recouverts d’autres matériaux tels que la poussière. Initialement, les astronomes pensaient que ce sont des morceaux de comètes, d’astéroïdes ou de lunes qui se sont brisés avant d’atteindre la planète, déchirés par la puissante gravité de Saturne. Mais une théorie basée sur la visite de la sonde Cassini (entre 2004 et 2017) veut que ces anneaux soient beaucoup plus jeunes que Saturne. Les anneaux auraient des millions d’années, et non des milliards, ce qui suggère qu’un événement catastrophique aurait détruit toutes les lunes de glace (type Encelade) : celles que nous voyons aujourd’hui sont une deuxième génération.

Seule une autre mission à Saturne pourrait fournir plus de détails et apporter de la précision à ces résultats. La dernière, Cassini-Huygens, ayant fini en 2017, nous a apporté une quantité énorme de données ; nous les étudions encore. Mais il faudra attendre un moment pour qu’une prochaine sonde soit envoyée vers le système saturnien.

Source : https://www.numerama.com/sciences/747875-pourquoi-les-lunes-de-saturne-se-ressemblent-si-peu.html

Des cristaux organiques sur Titan pourraient nous aider à comprendre l’origine de la vie

Titan, la plus grande lune de Saturne, est considérée comme un laboratoire naturel pour étudier les origines de la vie sur Terre. En effet, comme la Terre, Titan a une atmosphère d’azote dense et des cycles météorologiques saisonniers. De nouvelles expériences d’astrochimie concernant les molécules dans cette atmosphère ont révélé les propriétés fondamentales de deux molécules organiques qui existent sous forme de minéraux sur Titan. Outre leur intérêt pour l’exobiologie, l’étude de ces minéraux peut aider au succès de la mission Dragonfly.

En quête de nos origines, et en premier lieu d’une compréhension de l’apparition de la vie sur Terre, nous explorons le Système solaire et nous tentons de reproduire en laboratoire les conditions physico-chimiques ayant fait passer des molécules prébiotiques aux toutes premières cellules vivantes possédant une membrane, un métabolisme et du matériel génétique permettant à ces cellules de prospérer, c’est-à-dire de se nourrir, de se reproduire et d’évoluer.

Si la fameuse expérience de Miller nous a bel et bien donné des pistes intéressantes à ce sujet, la thèse la plus souvent avancée aujourd’hui concernant l’origine de la vie sur Terre fait intervenir des processus encore largement inconnus dans les parois de sources hydrothermales de la Terre primitive au début de l’Archéen et peut-être même pendant l’Hadéen, il y aurait donc dans cette dernière hypothèse plus de 4 milliards d’années.

L’exploration de la surface de Mars et aussi des glaces d’Europe autour de Jupiter, ou celle d’Encelade autour de Saturne, pourrait confirmer ce scénario. Mais, peut-être les exobiologistes auront-ils des surprises et des informations précieuses avec l’étude de Titan.

La chimie prébiotique de la Terre au congélateur ?
Titan est plus petite que la Terre mais plus grande que la Lune, et son atmosphère a deux importants points communs ou quasi-communs avec celle de la Terre car elle est majoritairement constituée d’azote et avec une pression de seulement une fois et demie environ de celle de la Terre. Elle est constituée à plus de 95 % d’azote moléculaire, les quelques pourcents restants sont presque exclusivement du méthane avec des traces d’autres gaz comme des hydrocarbures (dont l’éthane et le cyanure d’hydrogène), des dioxyde et monoxyde de carbone, du cyanogène, et quelques gaz rares comme de l’argon et de l’hélium. On le sait depuis les années 1980 grâce aux sondes Voyager.

On sait aussi que le haut de l’atmosphère de Titan, en raison du rayonnement ultraviolet du Soleil et des rayons cosmiques, est le lieu d’une photochimie active et complexe faisant intervenir des ions produits par ces rayonnements frappant les molécules d’azote et de méthane. Ceux-ci conduisent à la formation d’hydrocarbures aromatiques, de composés azotés complexes qui vont sédimenter vers la surface de Titan en donnant notamment des tholins. Ce terme inventé par le célèbre exobiologiste Carl Sagan renvoie à des substances qu’il a obtenues au cours d’expériences du type de celle de Miller, avec les mélanges de gaz qui se trouvent dans l’atmosphère de Titan. Ce terme est généralement utilisé maintenant pour décrire des composants organiques azotés de couleur rouge brun (sépia), de structure mal connue, qu’on trouve sur les surfaces planétaires des corps glacés du Système solaire externe, comme Titan justement.

Cette chimie est comparable à celle de la Terre primitive mais qui serait au congélateur puisque la température moyenne de l’atmosphère sur Titan est d’environ 94 K (-179 °C). Les exobiologistes et les planétologues aimeraient en savoir beaucoup plus à ce sujet et c’est pour cette raison qu’ils s’enthousiasment pour la mission Dragonfly de la Nasa. Pour aider au succès de cette mission, les chimistes reconstituent sur Terre en laboratoire certaines des substances qui devraient se former dans les conditions régnant sur Titan, poursuivant la voie déjà empruntée par Carl Sagan et ses collègues des décennies auparavant, afin de mieux pouvoir comprendre les données que fournira Dragonfly pendant les années 2030.

Des glaces en laboratoire sur Terre pour décoder Titan
À l’occasion de la réunion d’automne de l’American Chemical Society (ACS), le chimiste Tomče Runčevski y a exposé le résultat des recherches qu’il a menées à ce sujet avec ses collègues et qui ont fait l’objet d’une publication le mois dernier dans Accounts of Chemical Research.

Dans un récent communiqué à ce sujet le chercheur explique que : « Les molécules organiques simples qui sont liquides sur Terre sont généralement des cristaux minéraux glacés solides sur Titan en raison de ses températures extrêmement basses… Nous avons découvert que deux des molécules susceptibles d’être abondantes sur Titan – l’acétonitrile (ACN) et le propionitrile (PCN) – se présentent principalement sous une forme cristalline qui crée des nanosurfaces hautement polaires, qui pourraient servir de modèles pour l’auto-assemblage d’autres molécules d’intérêt prébiotique. »

L’acétonitrile et le propionitrile ne sont pas du tout des molécules nouvelles, de sorte que l’originalité de cette étude concerne leur formation et leur comportement à la surface glacée de Titan. Pour faire la lumière sur ces questions, les chimistes ont donc reconstitué l’atmosphère de Titan en laboratoire, dans de minuscules cylindres de verre lors de plusieurs expériences. « En règle générale, nous introduisons de l’eau, qui gèle en glace lorsque nous abaissons la température pour simuler l’atmosphère de Titan. Nous complétons cela avec de l’éthane, qui devient un liquide, imitant les lacs d’hydrocarbures que la mission Cassini-Huygens a découverts », précise Runčevski. Par contre, l’effet des rayonnements n’est pas reproduit directement de sorte que les astrochimistes ajoutent également de l’azote et des molécules d’ACN et PCN pour simuler les précipitations atmosphériques.

Des cristaux organiques se forment donc à partir de ces deux molécules et les structures des glaces résultantes ont été caractérisées et explorées par diffraction à partir du rayonnement synchrotron et de faisceaux de neutrons, déterminations complétées par des mesures spectroscopiques. « Nos recherches ont révélé beaucoup de choses sur les structures des glaces planétaires qui étaient auparavant inconnues. Par exemple, nous avons constaté qu’une forme cristalline de PCN ne se dilate pas uniformément dans ses trois dimensions. Titan subit des variations de température, et si la dilatation thermique des cristaux n’est pas uniforme dans toutes les directions, cela peut provoquer la fissuration de la surface de la lune », commente Tomče Runčevski.

Actuellement le chimiste travaille avec ses collègues sur la constitution d’une bibliothèque spectrale de ces glaces sur Titan, déjà pour permettre de déchiffrer des informations jusqu’ici cachées dans les données déjà collectées par la sonde Cassini-Huygens.

Source : https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-cristaux-organiques-titan-pourraient-nous-aider-comprendre-origine-vie-93154/

Une vie différente de la notre peut-elle exister sur Titan ? La mission Dragonfly de la Nasa nous le dira !

Sur Titan, le cycle du méthane ressemble en partie au cycle de l’eau sur Terre, de sorte que l’on peut se demander si une forme de vie, différente de celle sur notre Planète, est possible sur le plus grand satellite naturel de Saturne ? C’est à cette question, et à bien autres aussi, que devra répondre la mission Dragonfly de la Nasa qui sera lancée avant la fin de cette décennie.

En janvier 2005, la sonde Huygens de l’ESA, l’Agence spatiale européenne, s’était posée avec succès à la surface de Titan, la plus grosse lune de Saturne. Exploit technique sans précédent, c’était aussi la première fois que se découvrait la surface de ce monde dont l’épaisse couche atmosphérique rend très difficile son observation, que ce soit depuis la Terre ou en orbite. La sonde Cassini, qui l’a survolée des dizaines de fois, a rapporté plus de questions que de réponses !

Dans le courant de la décennie 2030, la Nasa a prévu d’envoyer un drone pour explorer ce monde unique dans le Système solaire. Ce drone sera lancé en 2026 et devrait rejoindre le plus gros satellite de Saturne en 2034. L’exobiologie de Titan est au centre de la mission de Dragonfly qui devrait renforcer de façon significative nos connaissances sur l’histoire de l’origine et l’évolution de la vie sur Titan et sur Terre. Le 19 juillet, l’équipe scientifique de Dragonfly a publié Science Goals and Objectives for the Dragonfly Titan Rotorcraft Relocable Lander dans The Planetary Science Journal. L’auteur principal de l’article est Jason Barnes, chercheur principal adjoint de Dragonfly et professeur de physique à l’Université de l’Idaho.

Titan et la Terre sont les deux seuls objets du Système solaire à posséder une atmosphère riche en azote. Mais le second élément le plus abondant dans celle de Titan est le méthane et non pas l’oxygène comme c’est le cas pour l’atmosphère terrestre. On lui connait également un système météorologique comme celui de la Terre à la différence que l’eau est remplacée par du méthane.

Le méthane peut-il remplacer l’eau dans le cycle de la vie ?
Cette analogie avec la Terre est remarquable dans le sens où elle peut renseigner les scientifiques sur de nombreux aspects de la Terre primitive. En effet, la chimie primitive à l’œuvre sur Titan peut fournir des indices sur l’origine des matériaux (les fameuses briques du vivant) qui donneront naissance à la vie sur Terre, il y a environ 3,45 milliards d’années. C’est d’autant plus intéressant que les conditions qui régnaient sur Terre lorsque la vie est apparue sont inconnues. Tous les indices de la vie primitive terrestre au delà de 3,5 à 3,8 milliards d’années ont été effacés par la tectonique des plaques et les convulsions multiples de la croûte terrestre.

Beaucoup de composés chimiques prébiotiques qui se sont formés sur la Terre primitive sont également formés dans l’atmosphère de Titan, et les scientifiques souhaitent voir jusqu’où Titan est vraiment allé sur la voie de la chimie prébiotique. L’atmosphère de Titan pourrait être un bon analogue de ce qui s’est passé sur Terre primitive. De nombreux scientifiques se demandent si Titan pourrait accueillir une forme de vie qui, pour cette fois, serait très différente de celle de la Terre qui s’appuie sur l’eau comme solvant

La chimie prébiotique au centre de la mission Dragonfly
La mission Dragonfly étudiera la chimie prébiotique, l’habitabilité de Titan et cherchera des biosignatures chimiques potentielles passées ou présentes de Titan à partir de la « vie telle que nous la connaissons », à savoir à base d’eau et d’une forme de « vie potentielle », c’est-à-dire différente de ce celle que nous connaissons qui pourrait utiliser des hydrocarbures liquides comme solvant.

« Titan représente l’utopie d’un explorateur, a déclaré le coauteur Alex Hayes, professeur agrégé d’astronomie au College of Arts and Sciences et cochercheur de Dragonfly. Les questions scientifiques que nous avons pour Titan sont très larges parce que nous ne savons pas encore grand chose de ce qui se passe réellement à la surface. Pour chaque question à laquelle nous avons répondu lors de l’exploration de Titan depuis l’orbite de Saturne par la mission Cassini, nous en avons gagné dix nouvelles ».

S’inspirer des activités opérationnelles des rovers martiens
Dragonfly passera sur Titan une journée complète (équivalent à 16 jours terrestres) en un seul lieu pour mener des expériences et des observations scientifiques, puis s’envolera vers un nouvel endroit. En fonction des leçons tirées de l’emplacement précédent, l’équipe scientifique dirigera Dragonfly vers un autre site. Une stratégie d’exploration qui s’inspire des leçons apprises avec les rovers martiens de la Nasa qui sont opérés de cette façon avec le succès que l’on sait.

La faible gravité de Titan (environ un septième de la Terre), une atmosphère épaisse (quatre fois plus dense que celle de la Terre) et de faibles vents en font un endroit idéal pour un véhicule aérien. Seule incertitude, pleurera t-il du méthane lors la mission ?

Source : https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/titan-vie-differente-notre-peut-elle-exister-titan-mission-dragonfly-nasa-nous-dira-76648/