\section{Quelques remarques pour finir} Le modèle de climat que nous avons développé pour Titan au fil des ans, le plus complet à l'heure actuelle, est en même temps plein d'incertitudes, d'approximations et de manques. Les pièces du puzzle ont été ajoutées les unes après les autres, permettant de résoudre de nouvelles énigmes, mais le caractère encore relativement frustre de certaines parties doit être gardé à l'esprit quand on analyse les résultats. D'abord le modèle est axi-symétrique. Le traitement du transport par les ondes, s'il n'est pas totalement arbitraire puisque paramétrisé en fonction de l'instabilité de l'écoulement, est sûrement loin cependant de représenter la réalité des ondes dans toute sa complexité. Notons par exemple que l'instabilité barocline pourrait jouer un rôle dans les hautes latitudes alors qu'elle n'est pas du tout prise en compte par la paramétrisation. De même, à la fois à cause de la nature bidimensionnelle du modèle et de l'absence d'informations sur de potentiels contrastes en longitude au sol (albédo, relief, inertie thermique, ...), nous n'avons pas de forçage en longitude. Les ondes de gravité sous-maille, paramétrées dans les modèles terrestre et martien, ne sont pas prises en compte ici, une fois de plus pour un soucis de simplicité et en absence d'information suffisante sur les possibles sources. On conserve également dans le modèle de Titan l'approximation de couche mince, ce qui devient sans doute plus que suspect à 400~km d'altitude sur Titan. Cette approximation pourrait affecter notamment l'intensité globale de la superrotation. L'approximation de couche mince néglige en particulier les variations de la distance à l'axe des pôles dans le calcul du moment cinétique. Si on se dit que c'est le moment cinétique qui est bien prédit par le modèle, et qu'on le traduit en termes de vent zonal en tenant compte de cet effet, on obtient une surestimation de 10\% du vent zonal, vers 300~km. Au sommet du modèle, on devrait également abandonner l'hypothèse d'équilibre thermodynamique local \cite[typiquement au-dessus de quelques dixièmes de Pa, ][]{Yell:91a}. Pour ce qui est de la composition, les concentrations simulées dans la stratosphère dépendent de façon cruciale de la condition à la limite supérieure, pour laquelle nous nous appuyons sur des calculs unidimensionnels du modèle photochimique sans effets saisonniers ni latitudinaux. La production de brume est découplée de la chimie dans le modèle. Certains travaux sont en cours actuellement pour essayer de prendre en compte ce couplage supplémentaire au moyen d'une paramétrisation de la polymérisation. Les changements de phase du méthane ne sont pas pris en compte alors qu'il a été montré qu'ils peuvent fortement influencer la circulation dans la troposphère \cite[]{Toka:01}. Les marées gravitationnelles de Saturne devraient également être prises en compte \cite[]{Toka:02}. Pour finir, nous devions faire une hypothèse quant à l'inertie thermique de la surface. Cette inertie thermique est fixée ici à une valeur faible, typique des continents terrestres. Cependant, des tests avec une inertie beaucoup plus grande, plus proche d'un océan, ne changent pas les résultats, sauf un peu près de la surface. En dépit de ces nombreuses limitations, le modèle fournit une description relativement réaliste (aux vues des données actuellement disponibles) et cohérente de la composition et de la dynamique de la stratosphère. La superrotation, d'abord prédite par la théorie et les modèles, a été confirmée ensuite par l'observation. Tous les résultats disponibles indiquent entre 200 et 250~km, des vents de l'ordre de 100-200~m~s$^{-1}$, en bon accord avec le modèle. La superrotation est clairement expliquée dans le modèle par le transport vers le haut de moment cinétique par la circulation méridienne moyenne. Cette même circulation méridienne est responsable de la création d'un jet d'ouest intense, dans les hautes latitudes hivernales. De l'instabilité de ce jet, découlent des ondes planétaires qui transportent le moment cinétique vers l'équateur, permettant ainsi de boucler le bilan de moment cinétique, suivant le processus de Gierasch-Rossow. La circulation méridienne, couplée à la microphysique, permet également d'expliquer la présence d'une couche de brume isolée, dans la zone de formation, où les particules sont soufflées vers les pôles où elles s'accumulent et sédimentent avant d'être redistribuées plus bas sur l'ensemble de la planète. Le refroidissement infrarouge, dans la nuit polaire, contribue autant que les variations d'ensoleillement au forçage de la circulation méridienne dans la stratosphère de Titan. La prise en compte de cette composante est essentielle si on veut reproduire les gradients latitudinaux de température observés par Voyager. L'enrichissement polaire simulé dans la stratosphère moyenne, causé par la subsidence d'air provenant des régions sources de la photochimie, dans la haute stratosphère, est également en très bon accord avec les observations. Pour la plupart des espèces, ce contraste n'a que peu à voir avec la chimie elle-même. Il est dû au contraste entre cet air enrichi dans la subsidence polaire et l'air clair montant de la basse troposphère, où la plupart des espèces condensent. L'amplitude de ce contraste est contrôlé par la compétition entre l'advection verticale qui crée le contraste, et le mélange latitudinal soit par la circulation méridienne moyenne, soit par les ondes planétaires, paramétrisées dans le modèle. Le bon accord en ce qui concerne la composition, est une des indications les plus directes du fait que les mécanismes dynamiques impliqués dans la création de la superrotation (circulation méridienne moyenne et ondes planétaires), sont bien à l'{\oe}uvre sur Titan. En particulier, l'enrichissement polaire reste à l'heure actuelle la contrainte observationnelle la plus directe sur l'existence des cellules de Hadley. En observant la composition, nous voyons donc que Cassini devrait nous donner beaucoup de contraintes sur la dynamique en jeu dans la stratosphère de Titan. Cette situation présente certaines similitudes avec des études concernant les contrastes d'humidité dans la troposphère terrestre. Pour l'humidité, la source est en surface et la valeur à saturation diminue à mesure qu'on monte vers la tropopause. En absence de mélange, l'humidité spécifique d'une particule d'air est déterminée simplement par l'humidité à saturation la plus faible rencontrée le long de son histoire passée (plus ou moins le point le plus froid le long de la rétro-trajectoire). Là aussi, l'observation d'une espèce condensant (la vapeur d'eau) a été utilisée pour contraindre la dynamique atmosphérique. \cite[e.~g.][]{Pier:98}. On ne sait pas encore si Cassini réussira à suivre des nuages pour déterminer des vents. Il est clair en revanche que l'observation de la composition foisonnera d'informations directes ou indirectes sur la dynamique atmosphérique, et nous permettra de valider plus finement ce modèle que nous continuerons à développer. On voit aussi qu'une mission plus longue que les 4 ans nominaux permettrait d'apprendre beaucoup de choses sur cette machine complexe qu'est le climat de Titan, notamment par exemple si on peut observer la bascule des saisons, juste après l'équinoxe de printemps.