athéna coustenis lesia, observ. de paris-meudon, france titan : présentation générale
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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