Titania (lune) - Définition

Caractéristiques physiques

Composition et structure interne

Cette image de Titania prise par Voyager 2 montre d'énormes rifts.

Titania est la plus grande et la plus massive des lunes d'Uranus et la huitième plus massive du système solaire. La densité élevée de Titania (1,71 g/cm³, bien supérieure à celle des satellites de Saturne par exemple), indique qu'il est constitué en proportions à peu près égales de glace d'eau et d'un matériau dense autre que la glace. Ce matériau pourrait être composé de rochers et de composés organiques de masse élevée. Des observations spectroscopiques infrarouge menées entre 2001 et 2005 ont montré la présence d'eau glacée cristalline à la surface du satellite. Les raies d'absorption de la glace sont plus intenses sur l'hémisphère avant de Titania que sur son hémisphère arrière. C'est le contraire de ce qui est observé sur Obéron, où l'hémisphère arrière présente des traces d'eau plus importantes. La raison de cette asymétrie est inconnue, mais elle pourrait être due au bombardement par des particules chargées de la magnétosphère d'Uranus qui est plus important sur l'atmosphère arrière. Les particules énergétiques érodent la glace et décomposent les composés organiques de la surface en ne laissant qu'un matériau sombre riche en carbone.

Le seul composé autre que l'eau identifié à la surface de Titania par spectroscopie infrarouge est le dioxyde de carbone qui est principalement concentré sur l'atmosphère arrière. D'autres candidats plausibles pour les matériaux des surfaces sombres sont des roches, divers sels et des composés organiques. L'origine du dioxyde de carbone n'est pas complètement identifiée. Il pourrait être produit à la surface à partir de carbonates ou de composés organiques sous l'effet des radiations ultraviolet du soleil ou de particules chargées issues de la magnétosphère d'Uranus. Ce dernier processus pourrait expliquer l'asymétrie de sa distribution car l'atmosphère arrière est sujette à une influence plus importante de la magnétosphère que l'atmosphère avant. Une autre source possible est le dégazage du CO₂ primordial piégé par la glace d'eau à l'intérieur de Titania. L'échappement du CO₂ de l'intérieur pourrait être lié à l'activité géologique passée de la lune.

Titania pourrait être différencié en un noyau rocheux entouré d'un manteau glacé. Si tel est le cas, le rayon du noyau (520 km) serait d'environ 66 % celui du satellite, et sa masse d'environ 58 % celle du satellite, valeurs qui dépendent de la composition du satellite. La pression au centre de Titania est d'environ 0,58 GPa (5,8 kbar). L'état physique du manteau de glace est inconnu. Si la glace contient assez d'ammoniac ou d'autres antigels, Titania pourrait posséder une couche océanique liquide à la frontière entre le noyau et le manteau. L'épaisseur de cet océan, s'il existe, serait inférieure à 50 km et sa température d'environ 190 K. Toutefois, la structure interne de Titania dépend fortement de son histoire thermique, qui est mal connue en 2009.

Géologie

Les principales caractéristiques de la surface de Titania

Messina Chasma—un grand canyon de Titania

Parmi les grands satellites d'Uranus, la luminosité de Titania est intermédiaire entre les satellites plus sombres (Umbriel et Obéron) et les plus lumineux (Ariel et Miranda). Sa surface présente un fort effet d'opposition : sa réflectivité diminue de 35 % à un angle de phase de 0 ° (albédo géométrique) à 25 % à un angle d'environ 1 °. L'albédo de Bond (également appelé albédo global ou albédo planétaire) de Titania est faible à 17 %. Sa surface est en général légèrement rouge. Cependant, les jeunes dépôts d'impact sont légèrement bleus, tandis que les plaines situées sur l'hémisphère avant, près du cratère Ursula et le long de certains grabens sont plus rouges. Les hémisphères arrière et avant pourraient être asymétriques : l'hémisphère avant serait moins rouge que l'hémisphère arrière de 8 %. Cependant, la différence est liée aux plaines lisses et pourrait être due au hasard. La coloration rouge des surfaces pourrait être due au bombardement des surfaces de Titania par des particules chargées et des micrométéorites issues du milieu spatial sur des échelles de temps de l'ordre de l'âge du système solaire.

Les scientifiques ont identifié trois types de caractéristiques géologiques sur Titania : les cratères d'impact, les chasmata (canyons) et les rupes (escarpements de faille). Les surfaces de Titania sont moins cratérisées que celles d'Obéron et Umbriel, ce qui est le signe qu'elles sont beaucoup plus jeunes. Le diamètre des cratères va de quelques kilomètres à 326 kilomètres pour le plus grand cratère connu, Gertrude. Certains cratères (par exemple, Ursula et Jessica) sont entourés par des éjectas d'impact brillants (des rayons de glace relativement fraîche). Tous les grands cratères de Titania ont un fond plat et un piton central. La seule exception est Ursula qui a une dépression en son centre. À l'est de Gertrude se trouve une zone présentant une typographie irrégulière, appelée « bassin sans-nom » (unnamed basin en anglais), qui pourrait être un autre bassin d'impact très dégradé d'un diamètre de 330 km. Les planchers des plus grands cratères, Hamlet, Othello et Macbeth, sont composés de matériaux très sombres déposés après leur formation.

La surface de Titania est parcourue par un immense système de failles normales ou d'escarpements de faille canyons. Dans certains régions, deux failles parallèles sont le signe de dépressions dans la croûte du satellite, forment des grabens qui sont parfois appelés canyons. Le plus grand canyon de Titania est Messina Chasma, d'une longueur de 1 500 km, qui s'étend de l'équateur presque jusqu'au pôle sud. Les grabens sur Titania ont une largeur de 20 à 50 km et une profondeur de 2 à 5 km. Les escarpements qui ne sont pas liés aux canyons sont appelés rupes, comme Rousillon Rupes près du cratère Ursula . Les régions le long des escarpements et près d'Ursula apparaissent lisses à la résolution de Voyager. Ces plaines lisses ont probablement connu un épisode de resurfaçage à une époque postérieure de l'histoire géologique de Titania, après que la majorité des cratères se sont formés. Le resurfaçage aurait pu être soit de nature endogène (éruption de matériau fluide provenant de l'intérieur par cryovolcanisme), soit être dû au recouvrement par des éjectas d'impact issus des grands cratères voisins. Les grabens sont probablement les caractéristiques géologiques les plus jeunes de Titania car ils traversent les cratères et certaines plaines lisses.

La géologie de Titania a été influencée par deux phénomènes majeurs : la formation de cratères d'impact et le resurfaçage endogène. Le premier processus existe depuis la création de Titania et a eu une influence sur toutes les surfaces de la lune. Le second, le resurfaçage endogène, eut également un impact global mais fut uniquement actif durant quelques temps suivant la formation de la lune. Ces deux processus auraient transformé les anciennes surfaces fortement cratérisées, expliquant le relativement faible nombre de cratères d'impact visibles sur la surface actuelle de la lune. D'autres épisodes de resurfaçage pourraient s'être produits ultérieurement et conduit à la formation des plaines lisses. Une autre hypothèse est que les plaines lisses soient dues au dépôt d'éjectas d'impact des cratères voisins. Les procédés endogènes les plus récents étaient principalement de nature tectonique et sont responsables de la formation des canyons, d'immenses craquelures dans la croûte glacée. Ces craquelures sont dues à l'expansion d'Obéron par un facteur d'environ 0,7 %.