Étude de Titan dans l'infrarouge proche par spectro-imagerie couplée a l'optique adaptative.

Titan, Saturn's main satellite, is still a mysterious object, despite the arrival of Cassini/Huygens. Yet we can rely on Adaptive Optics: my work presented herein is based on the 1998-2005 infrared data acquired with imagery (PUEO/CFHT, NACO/VLT), spectroscopy (NACO) or Integral Field Spectrometry (OASIS/WHT). In the 0. 8-2. 0µm spectral range, both the atmosphere and the surface of Titan can be probed down to, in or out of five methane windows. Voyager revealed the asymmetry splitting Titan's atmosphere in two, North and South, because of a local enhancement of aerosols in the winter hemisphere. We could monitor the inversion of this asymmetry, when Titan entered into Southern summer : since 2002, the Northern limb is the brightest. We also describe other subtle features, such as the condensation of aerosols at 80km of altitude during Titan's night; or the complex meteorological system, confined within the 70th parallel, between 18 and 83km, probably made of small deforming clouds, but we still ignore their true nature or origin. We studied Titan's surface by constructing maps at 1. 28, 1. 6 and 2. 0µm, with a stunning similarity to HST or Cassini ones. We also tried to identify the chemical composition of the bright and dark features by means of differential spectroscopy ; water ice is a good candidate as the main constituent of the surface, with either an excess of bright methane/ethane ices, or an excess of dark hydrocarbon liquids. We do not detect any specular reflection, ruling out the existence of large bodies of liquid on the surface : how about a permafrost of liquid ethane within solid water ice as the replenishing source of the atmospheric methaneMalgré l'arrivée de Cassini/Huygens dans le système Saturnien, Titan reste encore bien mystérieux. C'est là que peut intervenir l'Optique Adaptative: les travaux présentés ici reposent sur l'étude des données 1998-2005 acquises en infrarouge proche, par imagerie (PUEO/CFHT, NACO/VLT), spectroscopie (NACO) et spectroscopie à intégrale de champ (OASIS/WHT). La gamme spectrale couverte permet de sonder la basse atmosphère de Titan, mais aussi d'atteindre sa surface dans cinq fenêtres du méthane, entre 0,8 et 2,0µm. Depuis Voyager, l'atmosphère de Titan est connue pour son asymétrie Nord-Sud, due à un excès d'aérosols dans l'hémisphère d'hiver. Nous avons suivi l'inversion de cette asymétrie, lorsqu'a débuté l'été Sud, estimant la transition vers 2002 : le limbe Nord prédomine désormais. D'autres motifs plus subtils sont également décrits, comme la condensation nocturne des aérosols, vers 80km d'altitude; ou encore le système météorologique en constante déformation en deçà du 70eme parallèle, localisé entre 18 et 83km, probablement constitué de nuages, mais dont nous ignorons la nature et l'origine. Quant à la surface de Titan, des cartes ont été réalisées à 1,28, 1,6 et 2,0µm, avec une excellente similitude par rapport aux cartes HST ou Cassini. Nous avons tenté d'identifier la composition chimique des régions claires et sombres, par spectroscopie différentielle : le constituant commun semble être la glace d'eau, avec un excès local de glaces de méthane/éthane brillantes, ou d'hydrocarbures liquides sombres. Puisque nos images ne révèlent aucune réflexion spéculaire, donc aucune étendue liquide, les zones sombres cacheraient-elles en sous-sol un réservoir de méthane