Les atmosphères des planètes du système solaire

l'atmosphère d'azote et de méthane de Titan est un type possible d'atmosphère dans le système solaire. NASA/JPL/Space Science Institute

Les atmosphères font partie de la formation des planètes. Les ions d'oxygène, par exemple, se trouvent, dans le vide de l'espace, au nombre d'1 par 11 cm3. Aux tout débuts, toute planète, ainsi que tout corps planétaires -ainsi les satellites des géantes gazeuses- possèdent une atmosphère, qui est composée d'hydrogène et d'hélium, qui sont les deux éléments fondamentaux des disques proto-planétaires. Puis les planètes se voient doter d'une atmosphère "secondaire": une nouvelle atmosphère remplace la précédente; elle est, cette fois, le produit du "dégazage" de la planète. En effet, une fois le processus de différentation d'une planète engagé, l'intérieur de celle-ci s'échauffe. A un moment du processus, cette chaleur est évacuée; c'est ce que l'on appelle le "dégazage". Un des résultats du dégazage est, tout simplement, la formation d'une nouvelle atmosphère; les volcans, par exemple, rejettent d'importantes masses de gaz dans l'environnement immédiat de la planète. Pour ce qui des géantes gazeuses du système solaire, par contre, ces planètes, stricto sensu, ne font, finalement, que de petits coeurs solides entourés d'une immense atmosphère. Ces atmosphères-là, elles, ne sont pas dues à un phénomène de différentiation/dégazage mais elles ne sont que le résultat d'un phénomène d'accrétion d'hydrogène, d'hélium et d'autres gaz qui s'est produit au moment de la formation de la planète. Ces gaz sont ceux qui se trouvaient dans le disque proto-planétaire. Certains des satellites des géantes gazeuses ont, pour leur part, été aussi dotés d'une atmosphère secondaire par un processus de différentiation/dégazage. Une majorité de corps, dans le système solaire, sont de petite taille et considérés comme sans atmosphère; ils possèdent, à la place, une "exosphère": ainsi la Lune, les satellites de glace des géantes gazeuses, Mercure, les astéroïdes et Pluton, qui sont des exemples de corps de petite taille possédant une exosphère commençant à leur surface (en anglais: "surface-boundary exosphere"). Les corps plus grands -ainsi la Terre- possèdent également une exosphère: il s'agit de la couche extérieure de leur atmosphère. Les exosphères sont créées par l'érosion de la surface par le vent et les tempêtes solaires. On a, par exemple, la preuve qu'il existe une exosphère autour d'Europe, Ganymède et Callisto, ces satellites de Jupiter, une fine atmosphère entourant ces lunes avec des molécules qui y restent piégées gravitationnellement. Les flux solaires importants, tels ceux des éjections coronales de masse, par exemple, érodent la Lune de façon importante comme le montre des simulations informatiques de la NASA. Cela pourrait bien aussi être le facteur principal des pertes atmosphériques de planètes qui, comme Mars, n'ont plus de champ magnétique global. Le vent solaire peut pénétrer profondément dans l'atmosphère martienne: un courant de vent solaire n'est pas détourné mais atteint la haute atmosphère et l'ionosphère (ce qui est dû à des interactions dans la haute atmosphère qui transforme ce courant d'ions solaires en ions neutres). Le plasma des éjections coronales de masse impacte le sol lunaire et éjecte des atomes de la surface. Le processus est dit, en anglais, du "sputtering". Un modèle pense que 100 à 200 tonnes de matériau lunaire peuvent être éjectées lors du passage, sur 2 jours, d'une tempête solaire, menant à l'exosphère lunaire. Sur des corps de petite taille tels les astéroïdes, les éjections coronales de masse pourraient aussi créer, par le même processus, une telle exosphère. L'eau, le méthane et l'ammoniaque, que l'on appelle des "éléments volatiles", se trouvent en quantités différentes dans les atmosphères selon les planètes et cela semble une clef évidente pour aider à comprendre comment une planète s'est formée. Des descriptions précises des atmosphères planétaires pourraient aussi permettre de comprendre pourquoi la formation de notre système solaire a fait que les planètes extérieures ont fini par être dotées d'une plus grande quantité des ces éléments volatiles que les planètes intérieures. On pourrait obtenir des données sur les atmosphères planétaires via l'étude de la "résonance de Schumann", une onde qui est produite dans l'atmosphère par les éclairs. Une atmosphère dense, d'une façon générale, comme celle de la Terre est relativement rare dans le système solaire car une atmosphère dense nécessite un corps avec une gravité importante. Les exosphères, d'une façon générale -qui sont des atmosphères très fines dont les atomes n'entrent pas en collision entre eux- sont le type le plus habituel d'atmosphère dans le système solaire. Le "nightglow" ("lueur nocturne") est un phénomène commun sur les planètes: le ciel luit faiblement même en absence de toute source de lumière; sur Mars, la lueur provient de réactions qui commencent sur le côté éclairé de la planète. Puis la lumière ultraviolette du Soleil dissocie ces molécules de C02 et d'azote, les atomes qui en résultent étant transportés par les vents de haute altitude; sur le côté dans l'obscurité et ces vents font redescendre les atomes à des altitudes plus basses où les atomes d'azote et d'oxygène se recombinent pour former des molécules d'oxyde d'azote; cette reconstitution produit de l'ultraviolet

Vénus présente un "vent électrique" (en anglais, "electric wind") suffisamment puissant pour éjecter les composants de l'eau de sa haute atmosphère, ce qui pourrait avoir joué un rôle significatif dans l'érosion de l'atmosphère vénusienne en général. De la même manière que toute planète possède un champ gravitationnelle, on pense que toutes les planètes dotées d'une atmosphère sont également entourée d'un faible champ électrique. S'opposant à la gravité, la force peut alors participer à l'érosion des atmosphères via leurs couches supérieures. Une autre plan&egave;te ou le vent électrique pourrait jouer un rôle important est Mars et le vent y serait le suspect principal de la perte de l'atmosphère

Par la suite, les atmosphères planétaires continuent d'évoluer. Des réactions chimiques peuvent piéger l'atmosphère d'une planète dans les roches de surface et le Soleil primitif avait un rayonnement ultraviolet et un vent solaire beaucoup plus intenses; ceux-ci ont probablement eu un impact sur l'évolution des atmosphères primitives dans le système solaire. Il existe, dans notre système solaire, de part et d'autre de Vénus une zone à la limite inférieure de laquelle le vent solaire (comme à Mercure) élimine l'atmosphère; jusqu'à la limite supérieure de la zone (laquelle se termine juste à la limite de l'orbite de la Terre), peut se produire l'effet de serre sans limites qui a rendu l'atmosphère de Vénus ce qu'elle est. Une planète peut perdre son atmosphère. La vue dominante actuellement sur ce sujet, est que les atmosphères peuvent être érodées par le vent solaire ou les tempêtes solaires. Les champs magnétiques peuvent protéger une atmosphère planétaire contre le vent solaire, mais ils peuvent tout aussi bien créer des possibilités d'évasion de l'atmosphère, ainsi les globules géants qui s'échappent de Saturne et Jupiter lorsque les lignes de champ magnétique de ceux-ci s'enchevêtrent. Les magnétosphères planétaires peuvent donc avoir un rôle dans la perte des atmosphères, particulièrement dans leur relation au vent solaire. Ce fut le cas, par exemple, à Mars dont l'atmosphère cessa d'être protégée lorsque le champ magnétique de la planète disparut. Elle s'éroda, ainsi, au cours de 5 milliards d'années, faisant passer le climat martien d'humide à sec. 2/3 ou plus de l'atmosphère martienne ont été perdus dans l'espace depuis les origines de Mars et la lumière ultraviolette solaire et le vent solaire étaient plus intenses dans le passé. Le rapport isotopes lourds/isotopes légers des éléments de l'atmosphère martienne montre que l'essentiel de l'atmosphère primitive de Mars a disparu du fait d'un processus qui a favorisé la perte d'atomes plus légers (ainsi, depuis le sommet de l'atmosphère); les isotopes légers ont été plus facilement enlevés que les plus lourds. Via un processus dit, en anglais, "sputtering", les particules du vent solaire ont ionisé l'atmosphère de Mars et les ions se sont liés aux lignes du champ magnétique du Soleil, lequel s'étend sur l'étendue du système solaire. Ces ions sont aussi projetés par le vent solaire sur la partie supérieure de l'atmosphère et éjectent d'autres atomes. Un flux d'ions d'oxygène partant vers l'extérieur depuis la haute atmosphère, en liant avec l'activité solaire (flux qui s'observe encore de nos jours pour la Terre) a sans doute aussi de l'importance, particulièrement pour les planètes comme Mars qui ont fini par voir leur champ magnétique s'affaiblir. Ce qu'on appelle du nom de "phénomène d'échange de charge" (en anglais, "charge-exchange phenomenon"), le résultat de l'interaction du vent solaire avec les atomes neutres de l'espace interplanétaire, pourrait avoir aussi été un facteur contribuant à former la radiation qui a érodé l'atmosphère de Mars. De fortes bouffées pourraient avoir été prévalentes dans l'histoire ancienne du Soleil et donc l'évasion atmosphérique de Mars plus importante. Aussi bien les ions que les électrons du vent solaire pourrait initier l'évasion en transformant les particules neutres de l'atmosphère en ions électrisés (processus d'échange de charge et d'ionisation par impact) ou l'ultraviolet du Soleil pourrait aussi transformer de nombreuses particules atmosphériques en ions. Une fois électrisées, les particules interagissent avec le champ magnétique du vent solaire et être accélérées et éloignées de Mars (ions dits, en anglais "pickup pions"). Un instrument de l'observatoire volant SOFIA, en 2016, à détecté de l'oxygène atomique dans les couches supérieures de l'atmosphère de Mars -la mésosphère. Le taux de perte de l'eau dans l'atmosphère de Mars atteint son pic quand Mars est au plus près du Soleil et inversement (la différence atteint 10 fois). L'hydrogène qui se trouve dans la haute atmosphère martienne provient de la vapeur d'eau qui se trouve dans la partie basse de l'atmosphère: les molécules d'eau peuvent être dissociées par la lumière solaire, se transformant en 2 atomes d'hydrogène et un atome d'oxygène. L'oxygène atomique affecte comment les autres gaz s'échappent de la planète. Les missions Viking puis Mariner, dans les années 1970, étaient les dernières à avoir vu de l'oxygène atomique dans l'atmosphère de Mars. Les gaz ionisés du vent solaire peuvent interagir avec le champs magnétique de celui-ci, créer un champ magnétique et accélérer les particules ionisées. Ces lignes de champ magnétiques, de plus, peuvent se connecter aux champs résiduels de la planète, permettant ainsi des routes diverses pour l'évasion des particules, ou leur rapprochement d'avec Mars. L'évasion des ions atmosphériques est probablement également facilitée par la reconnexion magnétique qui se produit entre le vent solaire et les poches de champ magnétique de la surface martienne; les ions sont propulsés dans le courant de la magnetotail de Mars. Des particules, sur Terre, peuvent naître du côté nuit avant d'être énergisées et accélérées grâce à des interactions avec le champ magnétique terrestre; elles réapparaissent ensuite du côté jour (les particules d'hydrogène plus légères sont perdues lors de collisions avec l'atmosphère et ne laissent qu'un plasma riche en oxygène). Une autre possibilité d'évolution d'une planète peut consister en ce que l'atmosphère change de composition. Ce fut le cas pour la Terre lorsque les premiers organismes vivants, fonctionnant sur la base de la photosynthèse, finirent par transformer une atmosphère essentiellement composée d'azote, de méthane et d'ammoniac en une atmosphère composée d'oxygène. Dans le monde anglo-saxon, on appelle cet évènement, qui a eu lieu il y a 2,4 milliards d'années le "Great Oxydation Event", la "grande oxydation". Vénus, elle, du fait de son atmosphère épaisse, qui se régénère par l'activité des volcans de la planète, n'a subi que des pertes atmosphériques sans importance. Des "queues plasmatiques", qui résultent de la perte de l'atmosphère, sont observées à Vénus, Mars ou, comme on l'a vu plus récemment, à Pluton

Le rôle des atmosphères est essentiellement de protéger les planètes et les corps planétaires des radiations dangereuses du Soleil, tels les ultra-violets ou les rayons X. Cet écran de l'atmosphère protège également d'autres évènements à haute énergie, ainsi les rayons cosmiques. Toute atmosphère planétaire, cependant, interagit avec les radiations solaires. Une atmosphère, d'abord, équilibre la balance énergétique d'une planète: elle freine, d'une part, l'arrivée de l'énergie solaire jusqu'à la surface -ne menant qu'à ce que la surface de la planète ne soit que modérément chauffée. L'atmosphère, d'autre part, empêche que la chaleur reçue pendant le jour ne soit re-dissipée, la nuit, en direction de l'espace. La surface de la planète ne retient qu'une partie de la chaleur qu'elle reçoit pendant qu'elle est exposée aux rayons et à la chaleur solaire. La différence entre les températures diurnes et les températures nocturnes ne sont que faibles, comme c'est le cas sur la Terre, du fait de cette action modératrice de l'atmosphère. Mais, sur des corps comme Mercure ou la Lune, qui n'ont aucune atmosphère, le gradient de température est très élevé. Une stratosphère est la couche d'une atmosphère où la température s'accroît avec l'altitude. On trouve une stratosphère, d'une façon générale, sur toutes les planètes (y compris les exo-planètes). La lumière du Soleil peut pénétrer profondément dans l'atmosphère d'une planète et elle y augmente la température des gaz laquelle émet sa chaleur sous forme d'infrarouge. Dans l'atmoshphère terrestre, l'ozone piège l'ultraviolet du Soleil (ce qui augmente la température); sur Jupiter ou sur Titan, par exemple, c'est le méthane qui joue ce rôle d'échauffement des stratosphères. Une stratosphère, d'une façon générale, agit, pour la planète, comme un écran protecteur contre le Soleil. Une "crise énergétique" (en anglais 'energy crisis'), pour ce qui est des planètes, est le problème de ce que les températures de la haute atmosphère sont des centaines de degrés plus élevées de ce que permettrait d'expliquer la seule action de la lumière solaire. Enfin, de ce que l'on pense qui se passe sur Vénus, ou de ce qui est à peu près certain pour Titan, le principal satellite de Saturne, il semble qu'une forme d'interaction entre les radiations du Soleil et les atmosphères fabrique, au sein de celles-ci soit des organismes primordiaux, soit des composés pré-biotiques qui, tombant à la surface, forment les bases d'une possible évolution ultérieure vers l'apparition de la vie. De l'oxygène en abondance dans une atmosphère planétaire a souvent été considéré comme une bio-signature, le signe qu'il existe de la vie sur la planète. Cependant, la production d'oxygène peut, comme sur Mars, se passer de la vie: elle peut résulter de l'action de la radiation solaire ionisante qui brise les molécules d'eau en hydrogène et en oxygène. En termes de quel est le rôle de la brume dans une atmosphère, elle pourrait servir à produire un assortiment de molécules riches en carbone, ou organiques, qui pourrait être transformées par des réactions chimiques en molécules précurseuses de la vie. De la brume aussi pourrait écarter une grande partie du rayonnement UV nocif qui peut décomposer l'ADN. Dans le pire des cas, la brume pourrait devenir si épaisse que très peu de lumière arriverait à la surface, laquelle deviendrait si froide qu'elle gèlerait complètement

L'atmosphère d'une planète, sur un autre plan, détermine la météorologie de celle-ci. La météorologie de la planète, à son tour, peut influer sur l'évolution du relief par différents processus d'érosion: vents, pluies, etc. Des modèles de circulation atmosphérique sont élaborés pour les objets planétaires sur la base de modèles qui existent déjè pour la Terre ou pour Mars. On leur ajoute des données sur la topographie ou le relief de la planète considérée ainsi que des données relatives à sa gravité. Au fur et à mesure que les modèles climatiques planétaires deviennent plus élaborés, ils vont inclure les effets qu'ont les systèmes de nuages sur le climat d'une planète, ainsi, par exemple, les données recueillies à Mars par l'instrument "Mars Climate Sounder" de la mission Mars Reconnaissance Orbiter. Les différences de température dans une atmosphère sont le facteur majeur de la météorologie globale sur une planète. L'énergie de ces différences soit vient du Soleil, soit de la planète elle-même. Sur Terre, la météorologie dépend essentiellement de l'action du Soleil et la condensation de l'eau ne joue d'un rôle secondaire; sur une géante gazeuse, au contraire, la météo résulte de la chaleur provenant des mécanismes de la condensation alors que l'influence solaire est moindre. Sur toutes les quatre planètes géantes, des vortex tourbillonnants font partie de la circulation générale dans l'atmosphère et de nombreux vortex mobiles se voient dans les nuages de Saturne. Alors qu'on nomme souvent couramment les vortex des tempêtes, les astronomes réservent ce terme aux explosions de convection lumineuses et de courte vie qui percent les nuages et qui sont souvent accompagnés d'éclairs. On appelle "vague Kelvin" une partie fondamentale d'une atmosphère planétaire. Sur Terre, les vagues Kelvin font partie d'un système de vents tropicaux -l'"oscillation quasi-biennale" ou un système quasi-quadriennal- qui peuvent avoir de l'influence jusqu'aux vortex polaires. La structure de cette onde est déterminée par un équilibre entre la force de Coriolis, qui vient de la rotation de la planète, et une quelconque frontière. Pour la Terre, celle-ci peut être, par exemple, la côte des océans. Une vague Kelvin existe dans la stratosphère de Jupiter et c'est la zone proche de l'équateur qui sert de frontière Une vague Kelvin existe sur Saturne et la structure se répète à peu près tous les 15 ans. Les "ondes de gravité atmosphérique" -des ondes de bulles d'air "flottantes"- se voient sur la Terre, Mars et vraisemblablement Pluton; elles sont dues au flux de l'air sur les chaînes montagneuses. Les ondes de Rossby ont été découvertes dans l'atmosphère de la Terre à la fin des années 1930 et elles aident à orienter les courants-jets et les systèmes météorologiques. Ces ondes sont déterminées par la rotation des planètes et on les observe aussi dans les atmosphères d'autres planètes ainsi que dans les océans terrestres. En théorie, les ondes de Rossby peuvent se former dans tout fluide en rotation et elles existent aussi sur le Soleil

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