Tobie et al

ACTIVITE
CRYOVOLCANIQUE
A
LA
SURFACE
DE
TITAN :
OBSERVATION,
EXPERIMENTATION ET MODELISATION DANS LE CADRE DE LA MISSION CASSINIHUYGENS : G. Tobie1, M. Choukroun, O. Grasset, M. Hirtzig, S. LeMouelic1, J. Lunine2, P. Rannou3, S.
Rodriguez1, C. Sotin1 CNRS, Univ. Nantes, UMR-6112 Planétologie et Géodynamique, 2, rue de la Houssinière, BP 92208, 44322 Nantes cedex 03 ([email protected]), 2University of Arizona, Lunar and
Planetary Laboratory, 1629 E University Blvd. Tucson AZ 85721, USA.
Introduction:
Comprendre l’origine du méthane dans l’atmosphère
de Titan, la plus grosse lune de Saturne, est l'un des
grands challenges de la mission internationale
ESA/NASA/ISA Cassini-Huygens. Le méthane est
en permanence détruit dans la haute atmosphère de
Titan suite à des réactions photochimiques induites
par les ultraviolets solaires [1], ce qui implique qu’il
devrait disparaître totalement de l’atmosphère en
quelques dizaines de millions d’années si aucun
renouvellement ne se produit. Avant que la mission
Cassini-Huygens n’atteigne l’environnement de
Saturne, des mers d’hydrocarbures liquides, dispersées à la surface de Titan, avaient été proposées
comme réservoirs à partir desquels le méthane serait
renouvelé sur des échelles de temps géologiques [2].
Les premières données récoltées par CassiniHuygens [3,4,5] rejettent l’existence de grandes
étendues d’hydrocarbures liquides à la surface, ce
qui suggère qu’une autre source de méthane doit
exister. Une hypothèse alternative serait que le méthane soit dégazé de l'intérieur par des éruptions
cryovolcaniques.
Le présent projet a pour objectif de rechercher et de
modéliser des signatures d'activité cryovolcanique à
la surface de Titan, et de les confronter à des modèles d'évolution et de dynamique de la croûte glacée
de Titan afin de contraindre les mécanismes de dégazage. Un premier aspect de ce travail consiste à la
mise au point de modèle 1D de l’intérieur de Titan
afin d’évaluer les évolutions à long terme des réservoirs internes de méthane et autres volatiles. Un
second aspect consiste à modéliser la dynamique de
la croûte et les mécanismes de dégazage à l’aide de
modèles thermo-mécanique en géométrie 2D et 3D,
afin de comparer avec les données hyperspectrales
(VIMS) acquises sur la surface de Titan par la sonde
Cassini. Enfin, un dernier aspect consiste à étudier
l’impact du dégazage de méthane sur la climatologie
de Titan et d’en rechercher des signatures observables par Cassini.
clathrates d’hydrate de méthane. Les clathrates
d’hydrate sont des structures constituées de molécules d’eau formant des cages au sein desquelles une
molécule gazeuse, notamment le méthane, peut être
piégée. Les clathrates sont notamment connus pour
avoir des propriétés thermomécaniques très différentes de la glace d’eau [7].
En prenant en compte les variations de propriétés
thermodynamiques induites par la présence de clathrate de méthane dans l’intérieur de Titan, nous
montrons que l'évolution thermique de l'intérieur et
la cristallisation de l'océan conduisent naturellement
à la déstabilisation du réservoir de clathrate se formant au-dessus d’un océan d’eau enrichi en NH3
suite à la différentiation du satellite. Ceci se traduit
par trois grands épisodes de dégazage [8]:
•
un premier juste après la formation du
noyau et l'accumulation des clathrates à la
surface,
•
un second lorsque la convection thermique
s’initie dans le noyau silicaté,
•
un troisième tardif, dans lequel se trouve
actuellement Titan, induit par des instabilités thermiques dans la croûte glacée.
Ces grands épisodes de dégazage sont en mesure de
contrebalancer le taux de destruction du méthane par
photolyse et ainsi de maintenir plusieurs pourcents
de CH4 dans l'atmosphère (Fig. 1).
Modèle d’évolution à long terme: Implications
pour le dégazage de méthane.
Les travaux expérimentaux sur les mélanges méthane-eau, notamment ceux effectuées au laboratoire
de Planétologie et Géodynamique [6], montre que le
méthane se combine naturellement avec les molécules d’eau dans les conditions de pression et de température de l’intérieur de Titan pour former des
FIGURE 1 : Evolution de l’intérieur et du dégazage de Titan,
d’après [8].
ACTIVITE CRYOVOLCANIQUE SUR TITAN: G. Tobie et al.
Dynamique de la croûte et dégazage: modélisation et observations.
Un second aspect du projet concerne les modélisations de la dynamique de la croûte et des processus de dégazage [6,9] et leur confrontation avec les
données infra-rouges recueillies par le spectroimageur VIMS (Visual Infrared Mapping Spectrometer) à bord de Cassini [3]. L’objectif de ce travail
est de fournir des modèles dynamiques cohérents
permettant d’intégrer les données expérimentales sur
la stabilité des clathrates [6,10] et la rhéologie des
matériaux, et d’interpréter les morphologies
d’édifices observées par VIMS (Fig. 2).
la formation de systèmes nuageux. Une comparaison
entre la distribution des nuages observés par VIMS
au cours de la mission et la distribution simulée avec
ou sans injection de méthane permettra de distinguer
les formations nuageuses résultant naturellement de
la dynamique globale de l’atmosphère de celles
impliquant une source supplémentaire de méthane.
FIGURE 3 : Image composite VIMS indiquant des nuages
au pole sud de Titan, prise durant le premier survol du 26 octobre
2004.
FIGURE 2 : Evolution de l’intérieur et du dégazage de Titan
Les premiers résultats indiquent que les clathrates de méthane pourraient être dissociés au-dessus
de panaches de glace chaude remontant à environ 1
km sous la surface, et que cette dissociation serait
favorisée par la présence de fluides enrichis en ammoniaque et dioxyde de carbone. L’incorporation de
rhéologie plus élaborée prenant en compte le caractère fragile de la croûte est actuellement en cours
afin de mieux simuler la signature en surface de
remontées de panache de glace et leur effet sur le
dégazage d’éléments volatiles.
Recherche de signatures d’éruptions cryovolcaniques et rôle du dégazage interne sur la climatologie de Titan :
Un dernier aspect concerne l’impact du dégazage
de méthane sur l’atmosphère, sur des courtes échelles de temps observables au cours de la mission
Cassini-Huygens, ainsi que sur des échelles de
temps géologiques. A partir de modèle de circulation
générale de l’atmosphère de Titan [11, 12], nous
proposons de déterminer le temps de résidence du
méthane suite à une éruption majeure et son effet sur
Un second objectif est de simuler l’influence des
variations du taux de dégazage sur la stabilité à
long terme de l’atmosphère. Il s’agit notamment de
déterminer l’équilibre atmosphérique atteint durant
les périodes ou le taux de dégazage n’est pas en
mesure de maintenir quelques pourcents de méthane
dans l’atmosphère. De telles conditions auraient pu
se produire il y a plus de quelques centaines de millions d’années, avant le déclenchement de la dernière période de dégazage (fig. 1 ; [8]).
Conclusion :
L’objectif de ce travail est de combiner les données hyperspectrales VIMS-Cassini, les données
expérimentales sur les matériaux glacés (glace
d’eau, hydrocarbures, hydrate, clathrate etc.) et les
modèles de croûte et d’atmosphère de Titan, afin de
contraindre le cycle du méthane et son rôle sur la
stabilité de l’atmosphère. Nos modèles d’évolution
de l’intérieur montrent que le dégazage de méthane
n’est pas un processus continu au cours de l’histoire
de Titan. La confrontation des données Cassini à nos
modèles dynamiques de croûte et d’atmosphère
permettra de comprendre comment le dégazage de
méthane affecte l’évolution de la surface et de
l’atmosphère de Titan.
[1] Yung et al (1984) Astrophys. J. Suppl. Ser. 55, 465-506;
[2] Lunine & Stevenson (1983) Science 222, 1229-1230 ; [3]
Sotin et al. (2005) Nature 435, 786-789 ; [4] Elachi et al. (2005)
Science 308, 970-974 ; [5] Porco et al. (2005) Nature 434, 159168 ; [6] Choukroun et al. (2006) LPSC XXXVI; [7] Sloan (1998)
Clahtrates ; [8] Tobie et al. (2006) Nature 440, 61-64 ; [9] Tobie
et al. (2006) LPSC XXXVI ; [10] Grasset & Pargamin (2005) PSS
53, 371-384 ; [11] Rannou et al. (2002) Nature 418, 853-856 [12]
Rannou et al. (2006) Science 311, 201-205.