
\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.
