\def\local{titan}


\chapter{Dynamique et composition de la stratosphère de Titan\label{ch:titan}}




\section{Changement de décor}




\def\FIGURES{\local/FIGURES}

\begin{figure}
\centerline{\includegraphics[width=16cm]{\local/FIGURES/huygens.eps}}
\caption{Vue schématique de la composition de l'atmosphère de Titan ({\bf a})
et de la séparation de Cassini et Huygens avant la descente de ce dernier
dans l'atmosphère de Titan ({\bf b}, montage sur une photo prise
par Cassini de Titan et de sa couche de brume, source ESA).\label{fg:huygens}}
\end{figure}

Titan, le plus gros satellite de Saturne, possède comme la Terre une atmosphère
dense d'azote avec une pression en surface de 1,4~10$^5$~Pa. pour une
gravité de 1,35 m~s$^{-2}$.
L'azote moléculaire (98\% de la masse
de l'atmosphère) et le méthane (un peu moins de 2\% au-dessus de la tropopause)
sont photo-dissociés
dans la haute atmosphère, entre 600 et 1000~km d'altitude, par
des électrons magnétosphériques ou des rayons ultra-violets.
Les radicaux ainsi formés
initient une photochimie complexe impliquant notamment des hydrocarbures
et des nitriles. Une vingtaine de molécules différentes ont été
identifiées à ce jour, soit par par la sonde américaine Voyager soit
par des observations depuis la Terre.
Des expériences de laboratoire suggèrent que des composés aussi
complexes que des ``ammono-équivalents" des acides aminés pourraient
être créés naturellement dans cette atmosphère \cite[]{Raul:02}.
Celle-ci peut donc être vue comme une
expérience grandeur nature du développement d'une chimie complexe en l'absence
de vie (chimie pré-biotique).

On pense que c'est la polymérisation de certains de ces 
nitriles ou hydrocarbures qui
est à l'origine de l'épaisse couche de brume orange qui voile l'ensemble
de la planète (illustration sur la \fig{huygens}{\bf a}).
Les détails de cette polymérisation sont encore loin d'être connus et
des travaux expérimentaux et théoriques ont été menés
sur ce sujet \cite[]{Coll:99,Tran:03I,Lebo:02,Wils:03}.
Lors du survol de Titan par Voyager~1, les
fréquences des instruments embarqués n'avaient pas permis
de percer cette couche de brume. Ceci
a contribué à préserver une partie
du mystère concernant Titan, son système climatique et sa surface.
Cependant, grâce aux progrès de l'observation depuis le sol
(optique adaptative, interférométrie)
et à la mise en orbite du Hubble Space
Telescope, il avait été possible récemment de cartographier la surface de Titan
dans des fenêtres du proche infrarouge.
Des observations récentes avaient également suggéré la présence de nuages
dans la basse atmosphère.

L'atmosphère de Titan est également très intéressante d'un point de vue
dynamique. Avec un rayon de 2500~km, une période de rotation de 16 jours
terrestres (Titan est en phase bloquée autour de Saturne)
et des vents zonaux d'ouest de l'ordre de 100 à 150 m~s$^{-1}$, la
stratosphère de Titan tourne environ 10 à 15 fois plus vite que la planète
solide.
Ce phénomène de superrotation, observé pour la première fois sur Vénus,
a été d'abord prédit pour Titan à la fois sur la base d'arguments
théoriques \cite[]{Goli:75} puis de simulations numériques
\cite[]{Hour:95b} avant d'être récemment confirmé par l'observation
depuis le sol par différentes techniques.


\begin{figure}
\centerline{\includegraphics[width=13cm]{\local/FIGURES/huygens2.eps}}
\caption{
Photo prise par Huygens à 8 km du sol de Titan
montrant peut-être un rivage au bord d'un grand lac de méthane.
(source : ESA).\label{fg:huygens2}}
\end{figure}

La sonde américaine Cassini, lancée vers le système de Saturne en 1995,
s'est mise en orbite autour de cette planète au printemps 2004.
Tout au long de sa mission, elle va utiliser Titan pour modifier son orbite.
Ce sont des dizaines de survols qui vont pouvoir confirmer ou infirmer
les travaux théoriques développés au cours des dernières décennies
et à coup sûr révéler un grand nombre
de phénomènes inattendus. Le premier survol, pourtant très lointain, à déjà
permis d'observer des nuages morcelés
avec des échelles de quelques
dizaines de kilomètres, près du pôle sud en été,
là où les observations depuis la Terre montraient un point brillant.
Début 2005, la sonde européenne Huygens s'est détachée de Cassini
(illustration sur la \fig{huygens}{\bf b})
pour une descente de deux heures dans l'atmosphère de Titan.
Cette mission, superbe réussite technologique et scientifique, a permis pour
la première fois de prendre des photos sous la couche de brumes.
Elle a révélé un paysage incroyablement familier, avec des réseaux de
rivières, des îles et des rivages (\fig{huygens2}).
La préparation de cette mission a motivé,
notamment en France sous l'impulsion de Daniel Gautier (LESIA)
et François Raulin (LISA),
ainsi que de Christopher P. McKay (NASA/Ames),
le développement d'études théoriques et numériques concernant à la fois
la chimie, la microphysique et la dynamique de l'atmosphère de Titan.

Ces efforts de modélisation ont été au départ développés séparément.
A l'observatoire de Bordeaux puis au CESR à Toulouse, des chercheurs se
sont intéressés à la modélisation de la photochimie gazeuse
\cite[]{Toub:95}. Au SA à Paris,
c'est une modélisation microphysique très originale
qui a été développée~: les particules formant la brume sont représentées,
juste après leur formation, comme des particules sphériques s'agrégeant suivant
un modèle dit en ``gouttes liquides". Deux particules sphériques coagulent
pour donner une nouvelle particule sphérique, plus grosse.
A partir d'un certain stade, les particules (appelés monomères)
se collent les unes aux autres,
aboutissant à des particules moins denses, pouvant prendre la forme de chaînes
ou de flocons. \cite{Caba:92} ont développé une modélisation de ce
mode d'agrégation au travers d'une description fractale des aérosols.
Une dimension fractale de 2 pour les particules de la brume
permet de réconcilier une bonne partie des observations Voyager 
\cite[]{Caba:93,Rann:95} -- en particulier, les photons UV ``voient" les
monomères alors que les photons infrarouges ``voient" plutôt les
agrégats --.
Enfin, au LMD, c'est un modèle de circulation générale atmosphérique
qui a été développé à partir
du modèle climatique aujourd'hui baptisé LMDZ \cite[]{Hour:95b}.

Or il est apparu peu à peu que dynamique, chimie et microphysique étaient
intimement couplées.
On savait déjà depuis Voyager que les espèces chimiques montrent
des contrastes latitudinaux très marqués, avec des enrichissement
d'un facteur 1.5 à 20 dans les latitudes polaires nord au moment
du passage de la sonde, peu après l'équinoxe de printemps nord
\cite[]{Cous:95}.
De même, les variations saisonnières de l'albédo global de Titan,
enregistrées depuis la Terre, avaient été interprétées comme la signature de
variations saisonnières de la répartition des brumes \cite[]{Srom:81}. 
Des études préliminaires menées en rajoutant le transport méridien
dans des modèles microphysiques \cite[]{Hutz:95}  ou chimiques
\cite[]{Lebo:01} ont montré que le transport
méridien par les grandes cellules de Hadley obtenues dans les simulations
dynamiques \cite[]{Hour:95b} était sans doute responsable
de ces contrastes en composition.
En parallèle, des calculs radiatifs ont montré que ces variations de la
composition pouvaient avoir un impact non négligeable sur
le bilan radiatif dans la stratosphère de Titan \cite[]{Beza:95}.

Devant ces constats et en prévision de l'arrivée programmée de la
mission Cassini-Huygens, nous avons alors décidé (sans doute vers 1996),
avec Dominique Toublanc et Michel Cabane,
de rassembler ces différents efforts de modélisation pour
développer un modèle couplé dynamique-chimie-microphysique du climat
de Titan.
Les études sur la dynamique de l'atmosphère de Titan avaient été jusque-là
menées au LMD avec le modèle de circulation tridimensionnel.
Pour des raisons de coût numérique et tenant compte du fait que
les observations existantes semblaient indiquer de faibles variations
longitudinales de la température ou de la composition,
une approche bidimensionnelle a été privilégiée.
Le travail de couplage entre les différentes composantes
du système a véritablement débuté en 1996 par l'inclusion
de la composante aérosols dans
le modèle de circulation générale du LMD, à l'occasion du post-doc de
Pascal Rannou à la NASA \cite[]{Rann:02,Rann:04}.
Les aspects chimiques ont été développés en collaboration entre le CESR et le
LMD autour de la thèse de Sébastien Lebonnois \cite[]{Lebo:01,Lebo:03}.
Enfin une composante essentielle de ce travail a consisté à développer
une paramétrisation des ondes planétaires.
Les équations dynamiques du modèle bidimensionnel
s'écrivent relativement facilement comme la restriction
des équations primitives de la météorologie
à la composante axi-symétrique de l'écoulement. Mais il
devient alors nécessaire de paramétriser le transport
méridien par la composante non axi-symétrique de l'écoulement,
essentielle par exemple pour représenter le phénomène de superrotation
atmosphérique.
Ce travail a été réalisé en collaboration entre le LMD et l'Observatoire de 
Lisbone à l'occasion de la thèse de David Luz \cite[]{Luz:03I,Luz:03II}.

A noter qu'un travail de longue haleine comme celui-là a été facilité
par la liberté qui nous a été donnée de travailler pendant
plusieurs années sur ce sujet sans obtenir de résultats présentables.
Il a fallu environ 6 ans, parfois laborieux,
entre le début du Post-doc de Pascal Rannou et la
première publication montrant des résultats d'une version couplée du
modèle. C'est l'ensemble de ce travail qui est synthétisé ici en
se focalisant sur les aspects relatifs au transport atmosphérique.

On commence par présenter (\sec{super})
les simulations tridimensionnelles pour expliquer
le phénomène de superrotation et donner les grandes lignes de la
circulation générale sur Titan.
On présente ensuite le développement du modèle couplé
chimie/microphysique/dynamique (\sec{2D}), les couplages
dynamique-composition (\sec{couplages}),
et une étude récente sur l'explication des contrastes de concentration
chimique dans la stratosphère (\sec{enrichis}).

