IDS-Cassini

IDS Titan Exobiology

Contact LISA: François Raulin

PI: François Raulin

 

Objectifs

 

L’atmosphère de Titan est le siège d’une chimie organique active, en phases gazeuse et condensée, induite par les processus photoniques et électroniques. Dans la haute atmosphère, l'azote moléculaire est dissocié par les photons de très courte longueur d’onde (< 90 nm) et les électrons de la magnétosphère de Saturne, conduisant à des atomes d’azote très réactifs. La chimie des espèces primaires issues de la photodissociation du méthane (longueur d’onde < 150 nm) conduit à la formation d’hydrocarbures saturés et insaturés, incluant des composés lourds, tels les polyynes. Le couplage de la chimie du méthane et de celle de l’azote conduit à des composés organo-azotés, essentiellement des nitriles. Les données récentes de INMS* sur l’orbiteur Cassini montrent que cette chimie commence dès l’ionosphère, avec la détection de composés organiques complexes et surtout d’ions positifs et négatifs, dont la masse moléculaire (pour ces derniers) atteint plusieurs milliers de daltons !

De nombreuses questions se posent en ce qui concerne les processus et les structures organiques impliqués dans cette chimie, tant en ce qui concerne la phase gazeuse que les phases condensées:

Le projet d’InterDisciplinary Scientist (IDS) « Titan’s chemistry & Exobiology » est un des trois programmes IDS sélectionnés par l’ESA. Il propose d’étudier la chimie organique dans l’environnement de Titan, et ses implications dans le domaine de l’exobiologie et des origines de la vie, dans le cadre des activités de la mission Cassini-Huygens :

  • Nature, origine, distribution et évolution des composés organiques dans les différents milieux du « géofluide » de Titan.
  • Conséquences exobiologiques

 

Approches

 

Pour mener à bien ce projet, sont utilisées simultanément et de façon complémentaire:

=>  les données de la plupart des instruments de la sonde Huygens, et en particulier celles des expériences GC-MS*, ACP*, HASI* et DISR*, ainsi que CIRS*.

=>  les données d’expériences en laboratoire à basse température simulant l’évolution de modèles de l’atmosphère de Titan.

=>  la modélisation théorique incluant photochimie et cinétique chimique de la phase gazeuse et microphysique des aérosols et thermodynamique des échanges surface-atmosphère.

 

Dans ce projet, le LISA et les différents partenaires s’intéressent plus particulièrement :

  • à la formation et à l’évolution de composés organiques, y compris les matériaux organiques complexes réfractaires susceptibles d’être présents sur Titan (et dont les « tholins » sont les modèles de laboratoire)
  • au cycle du méthane sur Titan : sources, puits et temps de vie dans l’atmosphère.
  • à l’océan interne hypothétique d’eau-ammoniac dans la structure interne de Titan, niche potentielle d’une chimie prébiotique passée et même d’une vie présente
  • à  la nature de la surface et à son comportement thermodynamique, en étudiant les propriétés de l’interface atmosphère-surface compte tenu en particulier des données de la sonde Huygens et des dernières données de l’orbiteur Cassini, en particulier relatives aux lacs des régions polaires de Titan..

Evolution possible des aérosols déposés à la surface de Titan

L’eau est présente en abondance à la surface de TItan, sous forme de glace mais aussi, probablement sous forme d’eau liquide de façon épisodique (par suite des impacts météoritiques ou cométaires ou du cryovolcanisme susceptible d’apporter des mélanges eau-ammoniaque à la surface). Pour étudier le comportement des aérosols en présence de ces milieux aqueux, nous avons utilisé des tholins de Titan préparé au LISA (Fig. 1) et considérés comme bons analogues de laboratoire des aérosols de Titan. Leur évolution a été étudiée d’abord dans l’eau liquide à différentes températures et à différents pH. Un protocole d’hydrolyse (à chaud et à froid) a été mis au point et testés sur différents tholins. Un protocole d’analyse systématique quantitative a aussi été sélectionné testé et optimisé. Il utilise la dérivatisation chimique par le MTBSTFA en présence de DMF.

 

Les résultats obtenus (Tableau 1) montrent que l’hydrolyse des tholins, même dans des conditions de pH neutre et à basse température, relativement proches des conditions de Titan conduisent à une large variété de composés organiques. Ceux-ci incluent acides aminés et urée ainsi que des alcools et des acides carboxyliques et les composés bifonctionnels correspondants.  L’extrapolation de ces résultats à la surface de Titan, suggère que ces composés pourraient y être présents. Ils pourraient donc contribuer aux spectres de réflexion de la surface du satellite collectés au voisinage du site d’atterrissage de Huygens par l’instrument DISR et dont l’interprétation est délicate. L’étude des spectres des acides aminés dans l’IR proche indiquent qu’une contribution de ces composés dans les spectres de la surface de Titan pris par DISR est possible.

Composition possible des lacs de Titan

Les observations des zones polaires de Titan par les instruments de l’orbiteur Cassini (ISS*, VIMS* et Radar) montrent la présence de grands lacs. L’étude des spectres IR de certains d’entre eux par VIMS a permis d’identifier la présence d’éthane liquide dans ces lacs, qui doivent aussi contenir du méthane liquide. Ces lacs sont un des éléments clés du cycle du méthane dans Titan (Fig. 2).

 

La modélisation thermodynamique de l’interface atmosphère-surface liquide de ces lacs (Fig. 3) a permis de déterminer la composition majoritaire de ces lacs. Ils doivent être riches en éthane avec environ 30% de méthane.

Nous avons pu également déterminer la nature et l’ordre de grandeur de la concentration des espèces mineures dissoutes dans ce liquide (Fig. 4).  La plupart des espèces mineures y présentent une concentration largement supérieure (jusqu'à un facteur 104 pour certaines!) à celle qu’elles ont dans l’atmosphère. Ces lacs apparaissent donc comme un site privilégié pour l’analyse d’espèces organiques présentes dans l’environnement de Titan.

 

 

C’est une des raisons pour lesquelles ces lacs ont été choisis comme l’une des cibles pour l’analyse in situ de la surface de Titan lors d’une future mission d’exploration du satellite, comme le projet Tandem/TSSM.

* Acronymes

INMS : Ion and Neutral Mass Spectrometer, instrument de la sonde Cassini

GCMS :Gas Chromatograph Mass Spectometer, instrument de la sonde Huygens

ACP : Aerosol Collector and Pyrolyser, instrument de la sonde Huygens

HASI : Huygens Atmospheric Structure Instrument, instrument de la sonde Huygens

DISR : Descent Imager/Spectral Radiometer, instrument de la sonde Huygens

CIRS : Composite InfraRed Spectrometer, instrument de la sonde Cassini

VIMS : Visible and Infrared Mapping Spectrometer, instrument de la sonde Cassini

 

Financements