\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}).