Chronologie
Titan a été découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655, il baptisa sa découverte tout bêtement Saturni Luna (« lune de Saturne »). Plus tard, Jean-Dominique Cassini nomma les quatre lunes qu'il découvrit (Téthys, Dioné, Rhéa et Japet) Lodicea Sidera (« les étoiles de Louis ») en l'honneur du roi Louis XIV. Les astronomes prirent l'habitude de les appeler Saturne 1 à Saturne 5. Ce n'est qu'en 1847 que Sir John Herschel, fils de William Herschel (découvreur de Mimas et Encélade en 1789), proposa que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (i.e. Saturne).

En plus des observations effectuées depuis la Terre, l'étude récente de Titan s'est appuyée et s'appuie encore sur les données des 4 sondes spatiales qui ont étudié le satellite en même temps que le reste du système saturnien :

la sonde Pioneer 11 en 1978 ;
la sonde Voyager 1 en 1980 ;
la sonde Voyager 2 en 1981 ;
la sonde Cassini-Huygens, qui est en orbite autour de Saturne et qui a commencé son étude d'au minimum 4 années en 2004.
Titan est l'un des objectifs principaux de la mission Cassini-Huygens qui étudie actuellement Saturne, ses anneaux et ses satellites. La sonde Cassini-Huygens peut-être décomposée en deux parties :

l'orbiteur Cassini (NASA), qui tourne autour de Saturne. Il étudie Titan au cours de passages rapprochés (fly-by) à l'aide principalement des instruments RADAR et VIMS.
le module d'exploration Huygens (ESA), qui lui est entièrement dédié à l'étude de l'atmosphère et de la surface de Titan. Il a fournit de nombreuses informations, le 14 janvier 2005, au cours de chute dans l'atmosphère de Titan depuis l'orbiteur Cassini jusqu'à la surface du satellite où il a aterrit sans encombre.
Titan est ainsi devenu le 5e astre sur lequel l'Homme a réussi à faire atterrir un engin spatial, après la Lune, Vénus, Mars et l'astéroïde Eros. Titan est également le 1er corps du système solaire lointain, au-delà de la ceinture d'astéroïdes, où un objet terrestre se pose.

L'atmosphère
La pression au sol de l'atmosphère de Titan est égale à une fois et demi celle de l'atmosphère de la Terre. Sa température de 94 K (-179 °C) atteind un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Composition
Comme pour la Terre, le composant principal de l'atmosphère est le diazote (N2) avec une proportion allant de 90% à 98% selon les estimations. Les autres composés présents en quantités relativement importantes sont :

le méthane (CH4) ;
l'argon, un gaz rare (donc très difficile à observer, donc à quantifier) ;
l'hydrogène moléculaire (H2), en quantité plus réduite ;
le néon, en faible quantité également.
La présence de composés organiques plus complexes a également été relevée. On y trouve des hydrocarbures comme l'éthane (C2H6), l'acétylène (C2H2) ou l'éthylène (C2H4), ainsi que des nitriles comme l'acide cyanhydrique (HCN) ou le cyanogène (C2N2).

Le cycle du méthane

Vue de Titan par la mission Cassini, le 26 octobre 2004. Cette mosaïque de 9 images montre des variations d'éclat de la surface de Titan, et des nuages lumineux près du pôle sud. La région la plus lumineuse du côté droit et la région équatoriale portent le nom de Xanadu. La surface semble jeune et il n'y a pas de cratère visible.La présence de méthane dans l'atmosphère de Titan en importante quantité (jusqu'à 10% pour les modèles les plus optimistes) est un fait plutôt étonnant. En effet, l'atmosphère de Titan détruit progressivement le méthane qu'elle contient selon un principe que l'on appelle le cycle du méthane. Les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. Etant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composés organiques en méthane. Celui-ci est donc irreversiblement détruit à une vitesse suffisante pour que la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan soit quasiment nulle.

La présence de méthane en grande quantité dans l'atmosphère de Titan ne peut donc s'expliquer que par l'existence d'une source de méthane qui alimente l'atmosphère. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les années 1970 selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan.

Les aérosols d'hydrocarbure
La chimie de la haute atmosphère qui, entre autre, détruit le méthane conduit à la formation de molécules organiques complexes. À terme, des molécules encore plus grosses, des polymères (HCN)n, sont créés. Ces aérosols ressemblent un peu à de la suie et sont à l'origine de la couleur orangée de l'atmosphère de Titan. Les aérosols d'hydrocarbure que l'on trouve sur Titan sont parfois appelés des tholins.

Les similitudes entre l'atmosphère de Titan et l'atmosphère primitive de la Terre
La composition actuelle de l'atmosphère de Titan semble assez proche de l'idée que l'on a de l'atmosphère primitive de la Terre, c'est à dire l'atmosphère de la Terre telle qu'elle était avant que les premiers être vivants ne commencent à produire de l'oxygène. La présence au sein de l'atmosphère de Titan de molécules organiques complexes identiques à celles qui pourraient être à l'origine de l'apparition de la vie sur Terre fait de Titan un objet d'étude très intéressant pour les exobiologistes.

La surface

Vue du sol de Titan par la sonde Huygens, le 14 janvier 2005.La surface de Titan a longtemps été cachée à nos yeux par l'épaisse atmosphère qui la recouvre. Avant l'arrivée de la sonde Cassini-Huygens, les seules images de la surface de Titan disponibles étaient celles prises par le télescope spatial Hubble qui permettaient seulement de distinguer la présence d'un grand continent. Cependant, de nombreuses informations concernant la surface de Titan ont été déterminées à partir notament de l'étude de son atmosphère.

La glace
La densité de Titan est de 1,88, ce qui signifie que ce n'est pas un satellite uniquement composé de glace. Il est probable que l'on puisse trouver à l'intérieur de Titan des silicates et du fer. Ces composés plus lourds sont très peu présent en surface où la glace est le composant principal de la croute de Titan (phénomère de différenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d'eau mais elle est probablement mélangée avec de la glace d'ammoniac (NH3) ainsi qu'avec des glaces d'hydrocarbures, principalement du méthane (CH4) et de l'éthane (C2H6). Cette surface glacée semble être le lieu d'un cryovolcanisme lié à l'énergie interne du satellite. Ces volcans de glace pourraient être à l'origine du méthane atmosphérique de Titan en crachant de façon régulière le méthane enfoui sous forme liquide ou solide (glace) sous la surface.

Le méthane liquide
Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à l'éthane d'exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d'expliquer la grande quantité de méthane dans l'atmosphère. Cette hypothèse a vue le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L'hypothèse d'un océan global d'hydrocarbures a même été envisagé mais les premières observations de la surface de Titan en infra-rouge et en ondes radio depuis la Terre ont réfuté cette possibilité. Cependant, la présence de lacs ou de mers d'hydrocarbures n'est pas exclue et les données de la sonde Cassini-Huygens n'ont pas encore rendu de verdict définitif à ce sujet. La présence de chenaux d'écoulement liquide tel que l'ont observées Cassini et Huygens montre que du méthane liquide a bien coulé à la surface de Titan sur laquelle des pluies d'hydrocarbures ce sont donc abattues. Cependant, il n'a pas encore été déterminé si ces écoulements étaient le résultat d'un cycle météorologique du méthane ressemblant au cycle de l'eau sur la Terre ou à un cryovolcanisme qui éjecterait de grandes quantités de méthane dans l'atmosphère dont une partie retomberait à la surface sous forme de pluie créants ainsi des écoulements sans nécessiter la création de grandes étendues liquide.

Les aérosols d'hydrocarbure
Les polymères créés par la chimie de la haute atmosphère de Titan sont suffisament lourds pour tomber à la surface. Même si ces particules sont petites et n'ont pas un taux de production très élevé, de grandes quantités de ces tholins ont sédimentés à la surface avec le temps. Ces résidus atmosphériques peuvent même avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Il est à noter que les traces d'écoulement observées par Cassini et Huygens sont bien plus sombres que le matériaux sur lequel elles serpentent. Ceci est expliqué par le fait que le fond de ces chenaux est vraisemblablement recouvert de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

La mission Cassini-Huygens

sonde Huygens descendant sur Titan — Image de synthèseLa sonde Cassini-Huygens, lancée le 15 octobre 1997, a atteint les anneaux de Saturne en juillet 2004 au terme d'un périple de 3,5 milliards de kilomètres à travers le système solaire. Elle est constituée du vaisseau spatial Cassini, affrété par la NASA qui devrait tourner pendant quatre ans autour de Saturne et de la sonde Huygens fournie par l'ESA (Agence spatiale européenne).

La sonde, préparée durant 20 ans et d'un coût de 230 millions d'euros, s'est détachée du vaisseau le 25 décembre 2004 pour explorer Titan et plonger, le 14 janvier 2005, dans son atmosphère pour l'étudier, et au bout de deux heures de descente s'y poser, afin de fournir des informations plus précises sur le sol du satellite. La sonde avait à sa disposition six instruments pour scruter le satellite sous toutes ses formes et mieux connaître la composition de son atmosphère et de son sol.

Les images livrées par les missions Voyager et les premières du vaisseau spatial Cassini nous ont montré que son sol est composé de zones brillantes et de zones sombres. Cela pourrait indiquer l'existence de continents gelés et de lacs d'hydrocarbures. L'eau existerait donc sous forme de vapeurs et de glace d'eau mais en quantité très limitée.