LESIA - Observatoire de Paris

Atmosphères et surfaces planétaires

2012-01-17T13:41:27Z

En dehors des petits corps du Système solaire, les surfaces et les atmosphères planétaires évoluent en interaction. Même si les échelles de temps sont souvent différentes, il n'est guère possible d'étudier la surface d'une planète en méconnaissant son atmosphère et vice-versa. Nous parlons de l'étude du « système planète » avec ces diverses composantes : intérieur, surface et atmosphère.

Physique des atmosphères planétaires

Surfaces planétaires


Volcan sur Vénus: Image en fausse couleur du volcan Maat Mons sur Vénus. L'image est reconstituée numériquement à partir de l'altimétrie et de la réflectivité mesurées par le radar à bord de la sonde Magellan.
Crédit image : photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/pia00254

Surface et atmosphère sont en interaction permanente. La surface agit comme une source de matière pour l'atmosphère : l'évaporation de l'eau sur la Terre, ou la sublimation du CO2 et de l'eau sur Mars depuis les calottes polaires. Le volcanisme constitue également une source de gaz atmosphériques, tel le SO2 sur Vénus.

En parallèle, l'atmosphère agit sur la surface. Elle fait pleuvoir ou neiger, ce qui induit une érosion à laquelle le vent contribue également. L'atmosphère peut également se dissoudre dans l'eau liquide, comme le CO2 dans les océans terrestres qui est à l'origine des roches calcaires, ou bien s'adsorber dans le sol comme l'eau martienne. Sur Vénus, la température est si chaude qu'atmosphère et minéralogie de surface pourraient être en équilibre thermochimique. Une atmosphère dense protège la surface du bombardement météoritique.

Sur le long terme, évolution de l'atmosphère et de la surface sont liées. La présence de la tectonique des plaques sur la Terre est essentielle au maintien d'une atmosphère. A contrario, il est possible que l'arrêt ou l'absence de tectonique des plaques sur Vénus et Mars aient joué un rôle crucial dans l'évolution des atmosphères puis, en retour, sur l'état de la surface.

De plus, l'observation des surfaces et des atmosphères planétaires se fait très souvent par les mêmes instruments sur les sondes spatiales. Et, s'il n'est pas possible de retrouver les propriétés de la surface sans modéliser précisément l'atmosphère, il faut toujours prendre en compte les variations de réflectivité d'une surface pour observer et caractériser les nuages et les poussières dans une atmosphère.

L'observation de phénomènes géologiques, comme les dunes de Titan ou de Mars, renseigne également sur la climatologie de la planète. L'analyse des données s'effectue donc de manière conjointe entre spécialistes de la surface et de l'atmosphère. C'est le cas par exemple pour l'instrument OMEGA à bord de Mars Express qui observe la surface et l'atmosphère de Mars, ou pour l'instrument VIMS sur la mission Cassini-Huygens qui observe l'atmosphère et la surface de Titan.

Surfaces planétaires

Stéphane Erard — 2008-09-29T20:16:23Z

Pour les planètes telluriques et les petits corps, l'étude de la surface est la source d'information la plus directe sur l'histoire géologique et sur les environnements actuels. L'imagerie à haute résolution permet d'étudier le relief et les processus qui l'ont formé. Les méthodes spectroscopiques, notamment en infrarouge, permettent d'étudier leur composition, et en particulier d'identifier les principaux minéraux présents à leurs surfaces. Les minéraux, qu'ils soient produits dans le manteau ou en surface, sont le traceur des conditions thermodynamiques qui président à leur formation. Leur identification permet donc d'accéder à l'évolution physico-chimique du manteau où ils sont produits, et aux processus qui modifient les matériaux en surface : altération, transport et déposition. Ces derniers sont liés à l'interface externe, atmosphère, exosphère ou vide. Sur Mars, l'étude de la surface peut ainsi fournir une information sur l'activité éolienne ou hydrologique, et sur les cycles des principaux gaz atmosphériques. Dans le cas de la Lune ou des astéroïdes, cette information portera sur les effets du vent solaire et des impacts de micrométéorites.

Les activités récentes du pôle de planétologie du LESIA dans ce domaine concernent en particulier l'exploitation de données des missions spatiales Mars-Express, Venus-Express et Cassini-Huygens, pour lesquelles le LESIA a fourni une instrumentation. Après son lancement en 2004, la sonde Rosetta a effectué durant sa longue phase de croisière des observations ponctuelles de la Terre, de Mars, de la Lune et de deux astéroïdes cibles ; la mission s'est poursuivie en accompagnant durant deux années complètes la comète 67P sur son orbite autour du Soleil. Les surfaces ont été observées par les instruments VIRTIS (en partie construit au LESIA), MIRO et OSIRIS (avec une participation scientifique du LESIA). Par ailleurs, les grands télescopes au sol permettent de résoudre les surfaces de certains objets.

Vénus


Venus (Virtis): Une des premières cartes de température de la surface de Vénus dérivée de Virtis (Credits : ESA / Virtis VEx team)

Vénus est entourée d'une atmosphère si épaisse qu'elle masque habituellement la surface. Cependant, des observations de nuit en infrarouge montrent que l'atmosphère est moins opaque dans certaines « fenêtres spectrales » aux alentours de 1 µm : le rayonnement thermique de la surface peut alors traverser toute l'atmosphère. Une première observation avait été effectuée par la sonde Galileo au cours d'un survol en 1992 (Carlson et al. 1993).

L'instrument VIRTIS sur la sonde Venus-Express a obtenu de cette manière la première carte à grande échelle de la température de surface dans l'hémisphère sud de Vénus, où la température avoisine les 500 degrés Celsius. Les observations effectuées de 2006 à 2011 dans l'hémisphère sud révèlent des variations de température de l'ordre de 30°C entre régions de basse et haute altitude, par exemple les régions Themis et Phoebe. Comme sur Terre, les différences d'altitudes entraînent des différences de températures de la surface, et ces variations sont presque parfaitement corrélées aux cartes d'altimétrie mesurées par le radar de la sonde Magellan de la NASA dans les années 90. Les petits écarts locaux permettent potentiellement de rechercher d'éventuels points chauds, qui pourraient signaler un volcanisme actif ou des régions de composition différente. Afin d'obtenir la température de surface, il est nécessaire de retrancher l'effet de l'atmosphère sur les images spectrales de Virtis (lumière diffusée, variations d'opacité des nuages...). Ce travail délicat a été effectué de différentes manières qui donnent des résultats comparables (Mueller et al. 2008, Erard et al. 2009, Arnold et al. 2008). Les observations obtenues couvrent également des zones qui n'avaient pas été observées par les sondes précédentes (Magellan ou Venera) et ont donc permis de remplir des « blancs », les dernières « terrae incognitae » de Vénus. Les écarts persistants entre Venus-Express et Magellan sont attribués à des variations locales d'émissivité, et donc de composition minéralogique ; ils sont compatibles avec une composition ultramafique des grandes régions volcaniques (Mueller et al 2008).

Par ailleurs, la cartographie complète a montré une incohérence avec la période de rotation mesurée dans les années 90 par Magellan. La conclusion est que celle-ci a légèrement ralenti au cours des 15 dernières années, probablement sous l'effet des vents dans la basse atmosphère très dense de Vénus, dont le somment tourne beaucoup plus vite que la surface (Mueller et al 2012).

Lune


Lune (AMIE vs Clementine): Mosaïque de deux orbites AMIE sur la carte Clementine (Crédits : LESIA)

La micro-caméra AMIE (Advanced Moon micro-Imager Experiment) sur la mission Smart-1 de l'ESA a obtenu entre 2005 et 2006 une couverture de la Lune à une résolution alors inédite. AMIE a été développée par le CSEM en Suisse. L'équipe du LESIA a produit des cartes à partir de ces images, dans les régions où la résolution est supérieure à celle obtenue lors des missions précédentes. Des éléments morphologiques de la surface lunaire ont été ainsi mis en évidence et ont été utilisés pour préciser des analyses dérivées des observations de la mission Clementine (1994) grâce à une résolution spatiale plus élevée, notamment dans l'hémisphère sud et dans les régions polaires (Despan et al. 2008).

L'étude de la Lune est (re)devenue depuis lors un sujet d'intérêt majeur pour les agences spatiales japonaise (Kaguya, 2007), indienne (Chandrayaan-1, 2008), américaine (missions LCROSS et LRO en 2009, puis Grail et LADEE) et chinoise (sondes Chang'e, depuis 2007).

Titan et le système de Saturne


Titan (DISR): Panorama de la surface de Titan enregistré par l'instrument DISR (Crédits : ESA / NASA / Univ. Arizona)

Les observations de l'instrument DISR embarqué sur la sonde Huygens, auquel le LESIA a directement participé, ont révélé un monde façonné par des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre mais avec des acteurs chimiques très différents. Sur l'image ci-contre, on distingue sur un plateau clair un réseau d'anciennes rivières qui se déversent dans une plaine plus sombre, constituée d'une suite de lacs asséchés.

Les spectres de la surface montrent en parallèle une réflectivité qui décroît de 0,85 à 1,5 µm et une signature vers 1,5 µm, probablement dues à la glace d'eau. La comparaison des images et des spectres permet donc de comprendre à la fois le relief et sa composition.

L'instrument VIMS sur la sonde orbitale Cassini, qui couvre la gamme 0.35-5 µm, permet d'étudier le cycle météorologique du méthane et de l'éthane (voir atmosphères). La situation est semblable à celle de Vénus : l'atmosphère, généralement opaque, devient transparente dans certaines fenêtres spectrales en infrarouge. Des résultats marquants ont pu être obtenus ainsi sur la surface de Titan :

Détection possible d'un cryo-volcan à la surface de Titan (Sotin et al. 2005)
Détection d'une région anormalement brillante à 5 µm sur Titan qui pourrait être associée à un événement géophysique récent (Barnes et al. 2005)
Echanges surface-atmosphère (Hirtzig et al. 2013, Solomonidou et al. 2013, 2014, 2016)

Des résultats importants ont été également été obtenus sur d'autres satellites de Saturne :

Mise en évidence de glace d'eau amorphe et cristalline, de glace de CO₂ et de composés organiques au pôle sud d'Encelade. Les geysers et panaches d'Encelade sont la source de l'eau présente dans la haute atmosphère de Saturne, un curieux exemple d'interaction entre surface et atmosphère.
Détection de glace de CO₂ sur le matériau sombre de Japet
Détection de PAHs sur Phoebé et sur une région sombre de Japet

En accompagnement de la mission Cassini/Huygens, des observations en optique adaptative depuis le sol au VLT ont permis notamment de mesurer l'albédo de la surface dans la fenêtre à 2 µm (Negrão et al. 2007) et de déterminer une limite supérieure à l'abondance de la glace de CO₂ (Hartung et al. 2006). Une analyse du spectre de Titan enregistré par le satellite ISO vers 3 µm suggèrait une limite supérieure de 3% à l'abondance du méthane en moyenne sur le disque et contraignait l'albédo de la surface à ces longueurs d'onde (Coustenis et al. 2006).

Planètes naines et grands astéroïdes


Ceres (Keck II): Quelques images de Cérès en bande K au Keck II (Crédits : ESO / LESIA)

Les mêmes techniques sont maintenant utilisées sur les grands astéroïdes de la ceinture principale, grâce à l'optique adaptative qui équipe maintenant les plus grands télescopes. Nos observations concernent en particulier les trois plus grands objets de cette région : Cérès (classée comme planète naine), Vesta et Pallas. Ce programme est notamment une collaboration avec une équipe de l'ESO. L'observation de Lutetia par la sonde Rosetta en juillet 2010 relève du même thème (Barucci et al. 2012, Leyrat et al. 2012, Hasselman et al. 2015).

Des images résolues acquises depuis le sol ont permis de dériver des cartes de ces trois objets. Cérès possède des zones sombres, bien qu'il s'agisse d'un des corps les plus uniformes du Système solaire, confirmant la première cartographie effectuée par HST en ultraviolet (Carry et al. 2008, Erard et al. 2005, Perna et al. 2015). La série d'images ci-contre permet de suivre plusieurs taches sombres au cours d'une rotation. Depuis 2015, la cartographie à haute résolution de Cérès a été complétée en orbite (mission Dawn de la NASA), et a confirmé ces premiers aperçus. Des observations Herschel avaient également permis d'observer des sources de vapeur d'eau en surface (Küppers et al. 2014).

Dans le même domaine, notre groupe a établi la première carte de Pallas et affiné les estimations de taille de cet astéroïde (Carry et al. 2010). Enfin, des spectres de Vesta ont confirmé que la surface est peu affectée par les processus d'altération spatiale, ce qui suggère qu'elle pourrait être protégée du vent solaire par un champ magnétique notable (Vernazza et al. 2006). Vesta a elle aussi été étudiée par la mission Dawn, qui est restée en orbite de juillet 2011 à septembre 2012 avant de repartir vers Cérès. Des observations similaires ont été effectuées sur de grands objets de la ceinture de Kuiper, notamment Pluton (Merlin 2015, Lellouch et al. 2016, Leyrat et al. 2016), Quaoar (Barucci et al. 2015) ou encore Haumea (Gourgeot et al. 2016).

Perspectives

Concernant les planètes telluriques, les activités vont se développer dans les années à venir avec la préparation des missions spatiales futures, notamment la partie surface de la mission ExoMars de l'ESA qui doit être lancée en 2020. Le LESIA est en effet impliqué dans l'expérience MicrOmega qui sera embarquée sur ExoMars, mission qui déploiera un rover avec un ensemble d'instruments dédiés à la recherche de vie passée ou présente, la caractérisation de l'environnement géochimique et en eau de la sub-surface, et l'étude des conditions à la surface en termes d'habitabilité. L'instrument MicrOmega est un microscope imageur hyper-spectral qui analysera des échantillons du sol martien pour en caractériser la structure, la morphologie et la composition à l'échelle des grains. Le LESIA fournira l'électronique du module infrarouge de l'instrument et caractérisera le détecteur avant livraison. Une réplique de l'instrument était installée sur la sonde russe Phobos-Grunt dédiée à l'étude du plus gros satellite de Mars, perdue au lancement fin 2011.

Toujours au niveau spatial, le LESIA est impliqué dans la construction du spectro-imageur VIHI (caractérisation des détecteurs et électronique de proximité) sur l'instrument Simbio-Sys de la mission BepiColombo vers Mercure dont le lancement est prévu en octobre 2018. Un programme d'observation systématique de Mercure dédié à l'étude de la surface et de l'exosphère a débuté en 2007. L'exosphère est constituée d'atomes arrachés à la surface par le vent solaire, et permet d'étudier indirectement la composition élémentaire de celle-ci et ses variations longitudinales (Doressoundiram et al. 2010, Leblanc et al 2011). Par ailleurs, des observations spectroscopiques de la surface elle-même ont permis de quantifier la très faible teneur en fer des silicates, qui est une caractéristique très particulière de Mercure (Vernazza et al 2010, Erard et al 2011), et à mettre en relation avec le type de volcanisme observé en surface (Besse et al 2015).

La mission JUICE de l'ESA prévoit de retourner dans le système de Jupiter afin d'explorer de manière approfondie son satellite Ganymède, dont on pense qu'il possède un océan d'eau salée sous une couche de 200 km de glace. A plus long terme, d'autres projets de collaborations ESA / NASA concernent l'exploration approfondie de deux des satellites de Saturne : Titan et Encelade. Cassini et Huygens nous lèguent une longue liste de questions concernant Titan qui sont directement liées à la nature de l'évolution planétaire, des processus physiques planétaires et à l'habitabilité des mondes.

Physique des atmosphères planétaires

Thierry Fouchet — 2008-09-29T20:10:21Z

Les atmosphères planétaires dans le système solaire présentent une grande diversité aussi bien dans leur aspect visuel, que dans leur système climatique. Et pourtant, toutes sont gouvernées par les mêmes lois physiques et toutes possèdent la même source de chaleur principale, le Soleil. La grande diversité trouve son origine dans la variété des conditions limites --- période de rotation sidérale, composition chimique, distance au Soleil, composition de la surface --- qui imposent à chacune des atmosphères de se comporter de manière particulière et unique. L'objectif de la recherche sur les atmosphères planétaires est de comprendre comment ces différentes conditions initiales donnent naissance à la variété des systèmes observés, et de comprendre comment ceux-ci ont évolué et évolueront dans l'avenir.

Au LESIA, nous sommes spécialisés dans la mesure des paramètres chimiques et climatiques des atmosphères : nous mesurons la composition chimique, la température, les vents et leurs variations saisonnières dans l'ensemble des atmosphères du système solaire. Pour ce faire, nous utilisons une technique très puissante, la spectroscopie, principalement dans le domaine infrarouge et le domaine sub-millimétrique. Nos mesures sont ensuite comparées avec des modèles climatiques et chimiques, afin de mieux comprendre la physique qui régit le fonctionnement global d'une atmosphère.

La source d'énergie d'une atmosphère est principalement le Soleil, mais son rayonnement est inégalement réparti (différences été/hiver et jour/nuit en particulier). La dynamique d'une atmosphère est forcée par ces différences et tend principalement à répartir la chaleur à l'ensemble de la planète. Cette dynamique engendre des systèmes météorologiques sur le court terme, et sur une échelle de temps plus longue, des systèmes climatiques.

Une force essentielle de la dynamique est la force de Coriolis. De son amplitude dépend la nature du climat. Si elle est importante, elle entraîne la formation de vortex (tourbillons) aux moyennes latitudes, que nous connaissons sur Terre sous la forme des dépressions qui rythment notre météo hivernale. Si la force de Coriolis est faible, la circulation est plutôt laminaire, équivalente à la circulation des alizés dans les régions équatoriales terrestres. La force de Coriolis est directement proportionnelle à la vitesse de rotation angulaire de la planète. Nous allons découper notre exploration entre planètes à rotation lente et celles à rotation rapide.


Vénus vue du pôle sud par Venus Express: Cette image de Vénus, planète à rotation lente, est composite. Dans l'hémisphère gauche les nuages sont vus en réflexion, tandis que dans l'hémisphère droit, les nuages sont vus en transmission.


La Terre vue du pôle sud: La Terre est une planète à rotation rapide. Aux latitudes moyennes, ils se créent des tourbillons (nos dépressions), tandis que sur Vénus la circulation est laminaire.

Les planètes à rotation lente

Vénus et Titan sont les deux objets du système solaire qui rentrent dans cette catégorie. Même si les deux atmosphères sont de compositions chimiques complètement différentes (principalement CO₂ pour Vénus et N₂ pour Titan), leur dynamique est marquée par la super-rotation : l'atmosphère visible tourne beaucoup plus vite que la surface de l'objet (4 jours contre 243 jours pour Vénus). C'est une conséquence de l'absence de force de Coriolis, mais le mécanisme d'établissement de la super-rotation demeure encore mystérieux. Au LESIA nous participons à l'étude des deux objets à travers les missions Cassini/Huygens (ESA et NASA) et Venus Express de l'ESA. Sur Venus Express nous avons réalisé le spectro-imageur VIRTIS, et sur Cassini-Huygens nous avons participé (réalisation et exploitation des données) à plusieurs instruments : DISR, VIMS et CIRS.

Sur Titan, DISR embarqué à bord de la sonde de descente Huygens a révélé que la surface de Titan est modelée, comme la surface terrestre, par des cycles de précipitations, non pas d'eau, mais de méthane ou d'éthane. Depuis la descente de Huygens, plusieurs lacs de méthane ou d'éthane liquide ont été observés 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. Nous avons observé ce rythme avec l'instrument CIRS qui mesure la composition chimique et la température atmosphérique. Au début de la mission, nous avons mis en évidence un mouvement d'ensemble de l'atmosphère qui transporte l'air chaud depuis l'hémisphère sud, alors en été jusqu'aux zones polaires nord en hiver. Nous avons observé la signature de ce mouvement dans le champ de température, mais aussi en mesurant les gaz mineurs, dont l'abondance est plus grande au pôle nord où les masses d'air convergent. Un tel mouvement de pôle à pôle n'est possible que parce que la force de Coriolis est faible sur Titan. Une fois transportés aux pôles, les gaz mineurs condensent et précipitent pour former des lacs ou d'épais brouillards photochimiques. La très longue durée de la mission Cassini, une demi-année de Saturne, a permis de d'observer l'inversion de cette circulation, qui en 2017 enrichissait le pôle sud hivernal en éléments chimiques. La très forte baisse de la température dans la région polaire sud a aussi permis conduit à la condensation de glace de benzène autour du pôle sud.

Sur Vénus, l'instrument VIRTIS a permis d'établir également que la circulation atmosphérique transporte de l'air depuis l'équateur jusqu'aux pôles de la planète. Sur Vénus, dont le gaz principal est le CO₂, nous avons suivi des gaz différents de Titan (le CO, mais aussi des composés soufrés tels que SO₂), et également l'évolution temporelle de la couverture nuageuse. A l'équateur, nous observons la convection qui évacue à travers la couche nuageuse l'énergie déposée par le Soleil. L'air est ensuite transporté jusqu'aux pôles grâce à l'absence de la force de Coriolis et nous observons aux pôles un enrichissement en CO, signature de cette circulation. Sur Vénus, les composés soufrés sont des indices d'activité volcanique récente, à l'échelle géologique, c'est-à-dire tout de même une centaine de millions d'années. VIRTIS a d'ailleurs mesuré quelques anomalies de température à la surface, interprétées comme des signatures d'un volcanismes anciens ou toujours actifs.

Les planètes à rotation rapide

Mars présente un système climatique par certains côtés très similaire à celui de la Terre : saisons marquées, rotation rapide qui induit l'existence de perturbations aux moyennes latitudes, calottes polaires qui constituent une source et un puits d'eau. Il existe aussi de grandes différences, puisque l'atmosphère de Mars est une atmosphère à l'équilibre avec un réservoir de CO₂ aux pôles de la planète. Il n'existe pas non plus d'océan à la surface de Mars, ce qui réduit encore l'inertie de la planète. La mission Mars Express de l'ESA observe la planète Mars depuis maintenant plus de 14 ans. Au LESIA, nous avons réalisé en partie l'instrument OMEGA, un spectro-imageur visible et infrarouge, et nous avons participé à l'analyse des données de l'instrument PFS. Nous étudions principalement le cycle de l'eau : nous observons la sublimation de l'eau aux dessus de la calotte polaire en été, le transport de l'eau vers l'équateur puis dans l'hémisphère hivernale et sa condensation sur la calotte polaire. Des modèles numériques du cycle de l'eau sont développés à partir de ces observations. Le modèle est ensuite utilisé pour comprendre comment le climat a évolué sur Mars dans un passé récent, voire éloigné.

Si les missions spatiales sont essentielles pour obtenir une cartographie fine de la surface des planètes, les observations au sol, beaucoup plus sensibles, restent indispensables pour suivre des espèces mineures. Ainsi, 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.


Température sur Saturne: Cette carte montre la température dans l'atmosphère de Saturne en fonction de la latitude et de la pression. On voit que l'hémisphère nord, en hiver, est plus froid que l'hémisphère sud en été. Centré sur l'équateur, une oscillation de température montre que des ondes de gravité se propagent verticalement.

Les planètes géantes sont des planètes à rotation rapide, où la force de Coriolis est donc forte. C'est cette force de Coriolis qui induit l'existence de multiples anti-cyclones et dépressions dans les atmosphères des planètes géantes, telle la célèbre tache rouge de Jupiter. Au LESIA, en ce moment nous étudions principalement l'atmosphère de la planète Saturne grâce à la mission Cassini/Huygens et aux instruments CIRS et VIMS. L'atmosphère des planètes géantes, riches en H₂ et CH₄, est le siège d'une photochimie, initiée par le rayonnement ultraviolet solaire, qui produit des hydrocarbures lourds, éthane (C₂H₆), acétylène (C₂H₂),…, jusqu'au benzène (C₆H₆) . Avec CIRS nous mesurons la température et la composition chimique de l'atmosphère de Saturne, et nous cherchons à comprendre comment sont couplées photochimie et circulation atmosphérique. En particulier, nous mettons en évidence que l'éthane, un gaz très stable, est homogène sur toute la planète ce qui montre qu'il existe des mécanismes qui transportent les gaz sur l'ensemble de la planète.

Dans le futur, le LESIA participera à la mission JUICE dont l'un des objectifs est d'étudier l'atmosphère de Jupiter. Nous sommes impliqués dans deux instruments essentiels pour l'étude l'atmosphère Jupiter, le spectro-imageur visible et infrarouge MAJIS, et le spectromètre submillimétrique SWI.

Les atmosphères ténues

Plusieurs objets présentent des atmosphères très ténues, où la pression au sol est de l'ordre que quelques millionièmes de la pression atmosphérique terrestre. Ces atmosphères particulières qui entourent Io, Triton et Pluton, sont des laboratoires intéressants pour la dynamique, car les processus dominants y sont très différents de ceux qui gouvernent les atmosphères plus denses.


Pluton: Détection du méthane dans l'atmosphère de Pluton avec l'instrument CRIRES sur le VLT.

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, et indirectement en déposant une couche de glace de SO₂ à la surface de Io, qui va sublimer lorsque le Soleil chauffera suffisamment la surface. La dynamique de l'atmosphère de Io est encore très mal connue, car elle est difficile à observer depuis la Terre. Cependant, des techniques particulières, telles que l'interférométrie dans le domaine millimétrique, permettent 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. Il est très difficile d'observer ces atmosphères depuis la Terre. Il faut utiliser une technique particulière, l'occultation stellaire : en observant la diminution du flux stellaire lors de sa disparition derrière l'objet, on peut mesurer la pression atmosphérique en fonction de l'altitude). De manière surprenante, les dernières observations montrent que la pression à la surface de Pluton a augmenté alors que la planète se refroidit en s'éloignant du Soleil. L'inverse était donc plutôt attendu. Que se passe-t-il ? Les explications sont toujours âprement débattues. Grâce des observations sol, notamment avec le VLT et avec ALMA, nous avons pu détecter de nouvelles molécules, telles CO, CH4 et HCN dans l'atmosphère de Pluton.