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Bulletin climatique spatial

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Marie Pinhas-Diena, responsable de la communication scientifique l T. 01 44 27 22 89 l M. marie.pinhas@upmc.fr

Bulletin climatique spatial

Les quatre saisons du système solaire

Le Soleil est la source principale d’énergie d’une atmosphère, mais la répartition inégale de son rayonnement produit des contrastes « été/hiver » ou « jour/nuit ». Thierry Fouchet, maître de conférences UPMC au laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (Lesia, Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot/UPMC), est co-investigateur de la mission Cassini. Les instruments embarqués à bord de la sonde ont servi à mesurer les différents paramètres physiques qui régissent le fonctionnement global d’une atmosphère planétaire (période de rotation sidérale, vents, variations saisonnières) et conditionnent leur aspect visuel et leur système climatique.

 

Quels sont les objectifs de la mission Cassini-Huyghens ?

Thierry Fouchet. Cassini-Huygens est le fruit d’une coopération entre la NASA, l’agence spatiale européenne (ESA) et l’agence spatiale italienne (ASI). Lancée en 1997, elle est en orbite autour de Saturne depuis 2004. Avant d’arriver à destination, la sonde a survolé Vénus à deux reprises (en 1998 et 1999), la Terre (en 1999), et Jupiter (en 2000). Elle comprend deux modules : l’orbiteur américain Cassini qui a exploré le système de Saturne, et l’atterrisseur Huygens de l’ESA qui a plongé en 2005 dans l’atmosphère de Titan et s’est posée pour la première fois à sa surface.

 

Réflexion spéculaire du Soleil sur un lac d'hydrocarbures de Titan. D. R.

 

Pour Saturne, il s’agissait d’étudier la dynamique et la composition de son atmosphère et de ses anneaux, de mesurer in situ le plasma magnétosphérique et le champ magnétique, et d’écrire l’histoire géologique de ses satellites glacés, et pour Titan, de mesurer le champ de température et la structure nuageuse et de caractériser sa surface (nature physique, topographie).

 

Le maelstrom au pôle nord de Saturne. Cyclone de 2000 km de diamètre. D. R.

Dans le cas de Saturne, mais également de Jupiter, la plus grande et la plus massive des planètes du système solaire, on parle de planète-atmosphère. Le gaz constitue en effet la quasi-totalité de leurs masses et de leurs volumes. Ces planètes sont à la fois de véritables laboratoires grandeur nature pour la dynamique des fluides, la chimie atmosphérique, ou l’histoire du système solaire, mais aussi un énorme point d’interrogation : quelle est la source de leurs puissants vents zonaux ? Quels sont l’origine et le destin de leurs tourbillons ? Quels agents colorent leurs nuages ?

 

Quelles sont les principales techniques d’analyse utilisées à bord ?

T. F. La spectroscopie, de l’ultraviolet aux ondes millimétriques, sert à déterminer et à quantifier la composition chimique des gaz atmosphériques et des aérosols, mais également à sonder la température de l’atmosphère dans l’infrarouge thermique. L’imagerie permet d’observer la structure nuageuse de la planète. La technique de l’occultation donne accès au profil vertical de la température et, éventuellement, de la composition chimique. Lorsque la planète passe devant une étoile ou une sonde, une fraction de la lumière de l’étoile ou de la sonde est réfractée dans l’atmosphère de la planète avant d’atteindre l’observateur. Ces trois techniques peuvent être mises en oeuvre indifféremment sur des télescopes ou à bord de missions spatiales. En général, les missions spatiales donnent accès à une haute résolution à la surface de la planète et à des gammes de fréquence inaccessibles à travers l’atmosphère terrestre. De plus, elles observent la planète de manière quasi continue durant plusieurs mois ou plusieurs années, alors que les télescopes ne peuvent consacrer que quelques nuits par an à l’observation.

 

Qu’avez-vous pu observer ?

T. F. Avec mes collègues du Lesia, nous collaborons (réalisation et exploitation des données) à plusieurs instruments (DISR, CIRS et VIMS) de Cassini. Les analyses de spectromètre infrarouge de DISR (radiomètre spectral imageur de descente) ont révélé que la surface de Titan est modelée, comme la surface terrestre, par des cycles de précipitations de méthane ou d’éthane (présence de lacs à proximité des pôles). Dans l’atmosphère de Titan, composée d’azote (N2, 95%), de méthane (CH4, 5%) et d’autres gaz peu abondants (gaz mineurs), le climat est marqué par des températures froides (-180°C à la surface) qui permettent au méthane de condenser et de pleuvoir à la surface. Ces précipitations sont modulées par le rythme saisonnier. L’instrument CIRS (Composite Infrared Spectrometer) est un spectromètre à transformée de Fourier conçu pour analyser le rayonnement infrarouge thermique émis par les atmosphères de Saturne et de Titan ainsi que l’émission thermique des surfaces des anneaux et satellites de Saturne. Nous avons à l’occasion de l’équinoxe de 2010 observé le basculement des saisons dans l’atmosphère de Titan, très rapide et spectaculaire, et dans l’atmosphère de Saturne, moins marqué et plus lent.

 

Séries de six images (en fausse couleur) de Vénus obtenues par l'instrument VIRTIS. Sur le côté jour en bleu on observe la réflexion par les nuages. Sur le côté nuit en rouge, on observe le rayonnement infrarouge thermique de sous les nuages La série des 6 images permet de suivre les nuages et de mesurer les vents. D. R.

 

Mais au Lesia, nous travaillons sur toutes les planètes du système solaire. Nous avons ainsi réalisé le spectro-imageur VIRTIS pour Vénus Express qui permet d’établir également que la circulation atmosphérique transporte de l’air (principal gaz, le CO2) depuis l’équateur jusqu’aux pôles de la planète. À l’équateur, la convection évacue à travers la couche nuageuse l’énergie déposée par le Soleil. L’air est ensuite transporté jusqu’aux pôles et un enrichissement aux pôles en CO signe cette circulation. Sur Vénus, les composés soufrés sont des indices d’activité volcanique récente (à l’échelle géologique, soit une centaine de millions d’années).

 

Mars est une planète à rotation rapide.

T. F. Si Mars présente un système climatique comparable à celui de la Terre (saisons marquées, rotation rapide, calottes polaires), elle se différencie de la planète bleue par son atmosphère à l’équilibre avec un réservoir de CO2 aux pôles de la planète. L’absence d’océan en surface réduit l’inertie de la planète.

 

Nuages de glace d'eau accrochés aux volcans de Mars et au-dessus de la calotte sud en hiver. D. R.

 

Au Lesia, nous avons réalisé en partie l’instrument OMEGA de la mission Mars Express de l’ESA, un spectro-imageur visible et infrarouge, et nous participons à l’instrument PFS. Nous étudions principalement le cycle de l’eau. L’eau se sublime au-dessus de la calotte polaire en été, est transportée vers l’équateur puis dans l’hémisphère hivernale et se condense sur la calotte polaire. Avec nos collègues du laboratoire de météorologie dynamique (LMD) et du laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (Latmos), nous développons des modèles numériques à partir de ces observations. Nous continuons d’observer Mars régulièrement pour comprendre le mécanisme de production et de destruction saisonnières de molécules très oxydantes, comme le peroxyde d’hydrogène (H2O2) qui serait le responsable de la couleur rouge de la planète Mars.

 

Saturne a un « statut » à part.

T. F. L’atmosphère des planètes géantes, riches en hydrogène et en méthane, est le siège d’une photochimie, initiée par le rayonnement ultraviolet solaire, qui produit des hydrocarbures lourds (éthane, acétylène, benzène…). Avec CIRS, nous mesurons la température et la composition chimique de l’atmosphère de Saturne, et nous cherchons à comprendre le couplage photochimie/circulation atmosphérique.

 

Qu’appelle-t-on « atmosphères ténues » ?

T. F. Ce sont des objets où la pression au sol est de l’ordre que quelques millionièmes de la pression atmosphérique terrestre. C’est le cas de Io, Triton et Pluton. Sur Io, l’atmosphère est due au volcanisme intense qui agite le satellite de Jupiter. Ce volcanisme expulse directement des gaz qui contribuent à créer l’atmosphère. La dynamique est encore très mal connue, car elle est difficile à observer depuis la Terre. Cependant, l’interférométrie dans le domaine millimétrique permet depuis peu de mesurer et cartographier les vents dans l’atmosphère de Io. Les atmosphères de Triton et de Pluton sont principalement constituées de N2 qui est en équilibre avec la surface. Du méthane a également été détecté dans l’atmosphère de Pluton. L’occultation stellaire, pour mesurer la pression atmosphérique en fonction de l’altitude.

Pour en savoir plus :

Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA, Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot/UPMC)Nouvelle fenêtre

 

Laboratoire de météorologie dynamique (LMD, CNRS/École polytechnique/UPMC/ENS Paris/École des ponts ParisTech) Nouvelle fenêtre



12/01/15