IDS Titan Exobiology

 

 

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 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 » était l’un des trois programmes IDS sélectionnés par l’ESA. Il proposait 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, ont été 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 se sont intéressés 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 préparés 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 testé 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.

 

Fig. 1. Schéma du montage expérimental “PLASMA” utilisé au LISA pour la production des tholins de Titan (Brassé et al., Astrobiology, 2017).

 

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.

 

 

Tableau 1. Rendements de production d'alanine, de glycine, d'acide aspartique, d'urée, d'adénine et d'uracile dans des solutions d'hydrolyse de 10,0 mg de tholines après 10 semaines d’évolution. (Poch et al. Planetary & Space Science, 2012).

 

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).

 

 Fig. 2. Cycle du méthane sur Titan (Raulin, Nature 2008)

 

La modélisation thermodynamique de l’interface atmosphère-surface liquide de ces lacs a permis de déterminer la composition majoritaire de ces lacs. Ils pourraient 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. 3 & 4).

 

 

Fig. 3. Bases du modèle thermodynamique de la composition en espèces mineures des lacs de Titan

 

 

Fig. 4. Composition des lacs de Titan à partir d'un modèle d'équilibre thermodynamique (Raulin et al., Chem. Soc. Rev. 2012).

 

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.

 

La fin de la mission Cassini-Huygens et les dernières études

 

Lancé en 1997, le vaisseau Cassini a terminé ses nombreux passages autour de Saturne et ses satellites, en particulier Titan, deux décennies plus tard, en plongeant dans l’atmosphère de Saturne en 2017. Cette mission reste un exemple de coopération NASA-ESA et la moisson de données qu’elle a fournies continue l’alimenter les recherches de chercheurs dans de nombreux domaines. Le programme d’IDS « Titan’s chemistry & Exobiology » au LISA s’est prolongé, avec le soutien du CNES, jusqu’en 2019.

 

D’une part, le LISA a participé à une revue de questions scientifiques importantes qui restent partiellement ou totalement sans réponse, allant de l'intérieur profond de Titan à l'exosphère. Le but était d'aider à formuler les objectifs scientifiques de la prochaine génération de missions planétaires vers Titan (telle que Dragon Fly), et de stimuler de nouvelles recherches expérimentales (Nixon et al, Planetary and Space Science 2018).

 

D’autre part, le LISA a contribué aux études sur les propriétés optiques d’analogues de particules extraterrestres, incluant des tholins de Titan (Brassé et al, Planetary and Space Science 2015; Frattin et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2019). Ce type d’étude donne des informations utiles pour interpréter les observations des aérosols de Titan.

 

Ces dernières études publiées en 2018 et 2019 closent ce programme IDS. Nous espérons que l’ensemble des travaux effectués au LISA dans ce cadre sera utile aux futures missions d’exploration de Titan, et tout particulièrement à la mission Dragon Fly, dont le lancement vers Titan est prévu en 2028.

 

Contact LISA: François Raulin

PI:François Raulin

Financement et date: CNES - 1997 - 2019

 

 

Quelques publications de l’équipe sur ce thème

 

- Brassé C., O. Munoz, P. Coll & F. Raulin. Optical constants of Titan aerosols and their tholins analogs: Experimental results and modeling/observational data. Planetary and Space Science, 109–110,159-174 (2015). DOI:10.1016/j.pss.2015.02.012

- Brassé C. , A. Buch, P. Coll & F. Raulin. Low-Temperature Alkaline pH Hydrolysis of Oxygen-Free Titan Tholins: Carbonates’ Impact. Astrobiology 17 (1), 8-26 (2017). DOI: 10.1089/ast.2016.1524

- Coll P., R. Navarro-González, C. Szopa, O. Poch, S.I. Ramírez, D. Coscia, F. Raulin, M. Cabane, A. Buch and G. Israël. Can laboratory tholins mimic the chemistry producing Titan's aerosols? A review in light of ACP experimental results. Planetary and Space Science 77, 91-103 (2013). DOI: 10.1016/j.pss.2012.07.006

- Frattin E., O. Muñoz, F. Moreno, J. Nava, J. Escobar-Cerezo, J. C. Gomez Martin, D. Guirado, A. Cellino, P. Coll, F. Raulin, I. Bertini, G. Cremonese, M. Lazzarin, G. Naletto, F. La Forgia, Experimental phase function and degree of linear polarization of cometary dust analogs, MNRAS (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) 484 (2) 2198-2211 (2019). DOI:10.1093/mnras/stz129

- Niemann H.B., S.K. Atreya, J.E. Demick, D. Gautier, J.A. Haberman, D.N. Harpold, J.I. Lunine, W.T. Kasprzak, T.C. Owen, Francois Raulin, The composition of Titan’s lower atmosphere and simple surface volatiles as measured by the Cassini-Huygens probe gas chromatograph mass spectrometer experiment, J. Geophys. Res. Planets, 115 (2010). DOI:10.1029/2010JE003659

- Nixon C.A, R.D. Lorenz, R.K. Achterberg, A. Buch, P. Coll, R.N. Clark, R. Courtin, A. Hayes, L. Iess, R.E.Johnson, R.M.C.Lopes, M.Mastrogiuseppe, K.Mandt, D.G.Mitchell, F. Raulin, A.M.Rymer, H. Todd Smith, A. Solomonidouk, C. Sotin, D. Strobel, E.P. Turtle, V. Vuitton, R.A. West, R.V. Yelle, Titan's cold case files - Outstanding questions after Cassini-Huygens, Planetary and Space Science, 155, 50-72 (2018). DOI:10.1016/j.pss.2018.02.009

- Poch O., P. Coll, A. Buch, S.I. Ramírez and F. Raulin. Production yields of organics of astrobiological interest from H2O-NH3 hydrolysis of Titan’s tholins. Planetary and Space Science, 61, 114-123 (2012). DOI:10.1016/j.pss.2011.04.009

- Ramirez S., P. Coll, A. Buch, C. Brassé, O Poch and F. Raulin. The fate of aerosols on the surface of Titan, Faraday Discuss. 147, 419–427 (2010). DOI:1039/C003925J

- Raulin F. Planetary science - Organic lakes on Titan, Nature 454 (7204), 587-589 (2008). DOI: 10.1038/454587a

- Raulin F. et J. I. Lunine. Titan and The Cassini-Huygens Mission. Dans “Origins and Evolution of life: an astrobiological perspective”, M.Gargaud, P. Lopez-Garcia & H. Martin. Eds, Cambridge University Press, 489-506 (2011).

- Raulin F., C. Brassé, O. Poch and P. Coll. Prebiotic-like chemistry on Titan. Chem. Soc. Rev., 41 (16), 5380 - 5393 (2012). DOI:10.1039/C2CS35014A

 

 

* 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