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L’étude des atmosphères planétaires
Le terme « atmosphère » désigne l’enveloppe gazeuse des planètes. Celle-ci se forme à partir du gaz de la nébuleuse protoplanétaire, qui est accrété par l’attraction gravitationnelle des planètes. Si ces planètes sont suffisamment massives (comme les planètes géantes du Système Solaire) et ont une température suffisamment basse (parce qu’elles sont assez éloignées de leur étoile), l’atmosphère ainsi créée évolue peu chimiquement et est dite « primaire » car sa composition est proche de celle de la nébuleuse protoplanétaire. Dans le cas contraire (planètes peu massives et trop chaudes, telles que les planètes telluriques du Système Solaire), les gaz les plus légers tels que l’hydrogène et l’hélium s’échappent de leur atmosphère car leur vitesse de libération est inférieure à leur vitesse thermique. L’atmosphère peut ensuite évoluer chimiquement, biologiquement (à cause du développement de la vie, comme sur Terre) ou suite à des impacts météoritiques. On est alors en présence d’une atmosphère secondaire.
Les atmosphères planétaires sont des systèmes complexes, influencées par une large gamme de processus qui vont des couplages entre ces enveloppes gazeuses et les sols ou intérieurs des planètes, aux effets de l’environnement interplanétaire, en passant par les phénomènes chimiques et dynamiques au sein même des atmosphères. Cette science a débuté par l’étude de l’atmosphère terrestre. Elle a permis de décrire les différents phénomènes atmosphériques grâce (entre autres) aux théories de :
• l’hydrodynamique qui permet d’étudier la dynamique atmosphérique
• le transfert radiatif pour expliquer les effets du rayonnement solaire incident et du rayonnement infrarouge thermique émis par l’atmosphère
• la thermodynamique qui va, par exemple, permettre de quantifier les échanges énergétiques dus au changement d’état des constituants de l’atmosphère
• la chimie, afin d’étudier la formation, la destruction et la distribution des constituants atmosphériques.
Grâce à ces études, on a pu identifier les paramètres physiques (masse, rayon, gravité, période de rotation et type de planète), chimiques (composition de l’atmosphère), orbitaux (demi-grand axe, période de révolution, excentricité de l’orbite, obliquité, voire type de l’étoile-hôte) qui influencent l’atmosphère des planètes. Les observations astronomiques au sol et dans l’espace nous ont permis de découvrir beaucoup de corps (planètes, exoplanètes et satellites), présentant des caractéristiques physiques, chimiques et orbitales très différentes de celles de la Terre et possédant une atmosphère. Au sein de notre Système Solaire, on peut par exemple citer :
• Mercure qui n’a qu’une exosphère c’est-à-dire une atmosphère très ténue dont la pression est de l’ordre de 10⁻¹² hPa (soit 10⁻¹⁵ bar) et dont la température varie entre 90 K et 700 K.
• Titan qui est le seul satellite à posséder une atmosphère dense avec une pression au sol de 1500 hPa (soit 1,5 bar), majoritairement composée de diazote. Sa température au sol est de 100 K environ.
• les géantes gazeuses telles que Jupiter et Saturne avec leurs immenses atmosphères qui s’étendent sur plusieurs milliers de kilomètres et pour lesquelles on estime que la pression à la base de la zone moléculaire est de l’ordre de 10⁹ hPa (soit 1 Mbar).
Ces atmosphères planétaires du Système Solaire présentent une grande diversité de températures, pressions à la surface (quand il y en a une !), densité, mais aussi en termes de phénomènes atmosphériques (nuages, cyclones, etc.). Ces derniers ont des propriétés tantôt semblables, tantôt différentes de celles observées dans l’atmosphère terrestre. La diversité des atmosphères planétaires est encore plus grande si on inclut les 1932 exoplanètes connues à ce jour, car on s’attend à ce qu’elles abritent des climats très variés (Forget and Leconte 2014). Par conséquent, l’étude des atmosphères planétaires est une opportunité intéressante d’apporter des contraintes nouvelles aux théories qui les décrivent et donc de les étendre à un cadre plus général que le seul cas terrestre.
Au cours de ma thèse, je me suis intéressée à l’atmosphère de la planète Saturne. À ce jour, il s’agit de la géante gazeuse la plus observée, grâce à l’orbiteur Cassini. Pour la première fois, on dispose d’observations continues de Saturne dans différentes longueurs d’onde, sur une longue durée (2004-2017) qui représente près de la moitié de la période de révolution de Saturne. C’est donc une occasion unique de réaliser des études détaillées ainsi qu’un suivi de la dynamique et de la chimie atmosphériques de Saturne.
Historique de l’étude de Saturne
Connue depuis l’Antiquité, Saturne a été observée au télescope pour la première fois en 1610 par Galilée, qui remarqua que sa morphologie n’était pas sphérique et qu’elle changeait au cours du temps. En 1656, les observations de Christiaan Huygens permirent de déterminer que ces changements d’aspects étaient saisonniers et dus à la présence d’un anneau ainsi qu’à l’obliquité de Saturne . Huygens découvrit également Titan, le plus gros satellite de Saturne.
Par la suite, les observations de Giovanni Domenico Cassini en 1671 puis celles de William Herschel en 1789 permirent de découvrir la présence de plusieurs anneaux ainsi que d’autres satellites (Téthys, Dioné, Rhéa, Japet, Encelade et Mimas) parmi les soixante-deux actuellement connus. Enfin, au XIXème siècle, James Clerk Maxwell et William Keeler découvrirent que les anneaux de Saturne sont constitués d’un ensemble de petits corps en orbite autour de la planète.
L’étude de l’atmosphère de Saturne a commencé au début du XXème siècle. Par exemple, Menzel et al. (1926) ont mesuré la température de Saturne par photométrie et ont trouvé une valeur de 123 K. On peut également citer les études spectroscopiques de Adel and Slipher (1934) et de Kuiper (1947) qui ont permis de détecter du méthane (CH4) et qui suggéraient la présence d’ammoniac (NH3). Grâce aux missions spatiales, des progrès considérables ont été accomplis. La sonde Pioneer 11 a été la première à survoler Saturne (en 1979) et à mesurer des profils verticaux de température de son atmosphère grâce aux occultations radio (Kliore et al. 1980) et à la spectroscopie infrarouge (Orton and Ingersoll 1980). Par la suite, les survols des sondes Voyager 1 (1980) et Voyager 2 (1981) ont permis de cartographier sa température et de mesurer des profils verticaux de différents constituants de son atmosphère, tels que l’éthane (C2H6), l’acétylène (C2H2) ou encore la phosphine (PH3). Par ailleurs, l’atmosphère de Saturne a également été étudiée grâce à des observations du télescope spatial Hubble. Ces observations ont permis entre autres de mieux caractériser les aérosols (particules en suspension dans l’atmosphère) de l’atmosphère de Saturne (Karkoschka and Tomasko 2005).
La sonde Cassini est en orbite autour de Saturne depuis 2004 et le restera jusqu’en 2017. Grâce à ses instruments et aux différentes techniques employées (imagerie, spectroscopie infrarouge et ultraviolet, occultations radio etc.) et à la durée de cette mission, on dispose d’un grand nombre d’observations qui permettent d’étudier avec une grande précision les variations spatiales de la température, de la vitesse des vents au niveau des nuages ou des abondances des différents constituants mais aussi l’évolution temporelle de ces grandeurs.
En parallèle de la mission Cassini, Saturne est observée avec des télescopes au sol tels que les VLT (Very Large Telescope) au Chili ou encore les télescopes Keck et NASA IRTF (NASA InfraRed Telescope Facility) situés à l’Observatoire du Mauna Kea, à Hawaï. Ces observations permettent également de mesurer la température et la composition atmosphérique (voir par exemple les études de Fletcher et al. (2009, 2012); Orton and Yanamandra-Fisher (2005); Orton et al. (2008); Greathouse et al. (2006)). Elles sont complémentaires à celles faites avec la sonde Cassini et permettent d’accéder à des longueurs d’onde différentes ou à des résolutions spectrales plus élevées que celles des instruments de la sonde Cassini.
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Table des matières
1 Introduction
1.1 L’étude des atmosphères planétaires
1.2 Historique de l’étude de Saturne
1.3 Caractéristiques générales de Saturne
1.3.1 Caractéristiques physiques
1.3.2 Caractéristiques orbitales
1.3.3 Composition et structure interne
1.4 Photochimie de la stratosphère de Saturne
1.5 Dynamique atmosphérique de Saturne
1.5.1 Dynamique troposphérique
1.5.2 Dynamique stratosphérique
1.5.3 Modélisation
1.6 Problématiques
2 Les données Cassini/CIRS
2.1 La mission Cassini-Huygens
2.2 L’instrument Cassini/CIRS
2.3 Les observations
2.3.1 Principe des observations au limbe
2.3.2 Présentation des données
2.3.3 Étalonnage des données
2.3.4 Acquisition des spectres
2.3.5 Traitement des jeux de données ALPCMAOCC001_VIMS et ALPHYAOCC001_VIMS
3 Mesure de la température et des hydrocarbures
3.1 Énoncé du problème
3.2 Modèle de transfert radiatif
3.2.1 Calcul des épaisseurs optiques
3.2.2 Principe du code de transfert radiatif
3.3 Méthode d’inversion
3.3.1 Principe
3.3.2 Algorithme
3.3.3 Mise en œuvre
3.3.4 Inversion des jeux de données ALPCMAOCC001_VIMS et ALPHYAOCC001_VIMS
3.3.5 Inversion du jeu de données LIMBMAP001_PIE à 70˝S
3.4 Bilan d’erreur
4 Évolution saisonnière de la stratosphère de Saturne
4.1 Problématique
4.2 Évolution saisonnière de la température
4.2.1 Structure verticale de la stratosphère
4.2.2 Structure méridienne de la stratosphère
4.2.3 Comparaison avec d’autres études
4.3 Évolution saisonnière de C2H6, C2H2 et C3H8
4.3.1 Distributions verticales de C2H6, C2H2 et C3H8
4.3.2 Distributions méridiennes de C2H6, C2H2 et C3H8
4.3.3 Comparaison des abondances mesurées avec des modèles photochimiques
4.3.4 Comparaison avec de précédentes études
5 Un modèle radiatif-convectif pour Saturne
6 Conclusion
