Ici sur Terre, nous avons tendance à tenir notre atmosphère pour acquise, et non sans raison. Notre atmosphère contient un joli mélange d'azote et d'oxygène (78% et 21% respectivement) avec des traces de vapeur d'eau, de dioxyde de carbone et d'autres molécules gazeuses. De plus, nous bénéficions d’une pression atmosphérique de 101,325 kPa, qui s’étend à une altitude d’environ 8,5 km.
Bref, notre atmosphère est abondante et vitale. Mais qu'en est-il des autres planètes du système solaire? Comment s'empilent-ils en termes de composition et de pression atmosphérique? Nous savons pertinemment qu'ils ne sont pas respirables par les humains et ne peuvent pas soutenir la vie. Mais quelle est la différence entre ces boules de roche et de gaz et les nôtres?
Pour commencer, il convient de noter que chaque planète du système solaire a une atmosphère d'une sorte ou d'une autre. Et ceux-ci vont de l'incroyablement mince et ténu (comme «l'exosphère» de Mercure) à l'incroyablement dense et puissant - ce qui est le cas pour toutes les géantes gazeuses. Et selon la composition de la planète, qu'elle soit terrestre ou géante gaz / glace, les gaz qui composent son atmosphère vont de l'hydrogène et de l'hélium à des éléments plus complexes comme l'oxygène, le dioxyde de carbone, l'ammoniac et le méthane.
Atmosphère de Mercure:
Le mercure est trop chaud et trop petit pour conserver une atmosphère. Cependant, il a une exosphère ténue et variable composée d'hydrogène, d'hélium, d'oxygène, de sodium, de calcium, de potassium et de vapeur d'eau, avec un niveau de pression combiné d'environ 10-14 bar (un quadrillionième de la pression atmosphérique de la Terre). On pense que cette exosphère s'est formée à partir de particules capturées par le soleil, de dégazage volcanique et de débris projetés en orbite par des impacts de micrométéorites.
Parce qu'il n'a pas d'atmosphère viable, Mercure n'a aucun moyen de retenir la chaleur du Soleil. En raison de cela et de son excentricité élevée, la planète connaît des variations considérables de température. Alors que le côté qui fait face au Soleil peut atteindre des températures allant jusqu'à 700 K (427 ° C), tandis que le côté dans l'ombre descend jusqu'à 100 K (-173 ° C).
Atmosphère de Vénus:
Les observations de surface de Vénus ont été difficiles dans le passé, en raison de son atmosphère extrêmement dense, composée principalement de dioxyde de carbone avec une petite quantité d'azote. À 92 bar (9,2 MPa), la masse atmosphérique est 93 fois supérieure à celle de l'atmosphère terrestre et la pression à la surface de la planète est environ 92 fois supérieure à celle de la surface terrestre.
Vénus est également la planète la plus chaude de notre système solaire, avec une température de surface moyenne de 735 K (462 ° C / 863,6 ° F). Cela est dû à l'atmosphère riche en CO² qui, avec des nuages épais de dioxyde de soufre, génère le plus fort effet de serre du système solaire. Au-dessus de la couche dense de CO², des nuages épais constitués principalement de dioxyde de soufre et de gouttelettes d'acide sulfurique dispersent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace.
Un autre phénomène courant est le vent fort de Vénus, qui atteint des vitesses allant jusqu'à 85 m / s (300 km / h; 186,4 mph) au sommet des nuages et fait le tour de la planète tous les quatre à cinq jours terrestres. À cette vitesse, ces vents se déplacent jusqu'à 60 fois la vitesse de rotation de la planète, tandis que les vents les plus rapides de la Terre ne représentent que 10 à 20% de la vitesse de rotation de la planète.
Les survols de Vénus ont également indiqué que ses nuages denses sont capables de produire des éclairs, tout comme les nuages sur Terre. Leur apparence intermittente indique un schéma associé à l'activité météorologique, et le taux de foudre est au moins la moitié de celui sur Terre.
L'atmosphère terrestre:
L’atmosphère terrestre, qui est composée d’azote, d’oxygène, de vapeur d’eau, de dioxyde de carbone et d’autres gaz en trace, se compose également de cinq couches. Il s'agit de la troposphère, de la stratosphère, de la mésosphère, de la thermosphère et de l'exosphère. En règle générale, la pression et la densité de l'air diminuent lorsque la plus haute va dans l'atmosphère et la plus éloignée de la surface.
La troposphère, la plus proche de la Terre, s'étend de 0 à 12 km et 17 km (0 à 7 et 10,56 mi) au-dessus de la surface. Cette couche contient environ 80% de la masse de l'atmosphère terrestre, et presque toute la vapeur d'eau ou l'humidité atmosphérique s'y trouve également. En conséquence, c'est la couche où se déroule la plupart des conditions météorologiques de la Terre.
La stratosphère s'étend de la troposphère à une altitude de 50 km (31 mi). Cette couche s'étend du haut de la troposphère à la stratopause, qui se situe à une altitude d'environ 50 à 55 km (31 à 34 mi). Cette couche de l'atmosphère abrite la couche d'ozone, qui est la partie de l'atmosphère terrestre qui contient des concentrations relativement élevées de gaz ozone.
Vient ensuite la Mésosphère, qui s'étend d'une distance de 50 à 80 km (31 à 50 mi) au-dessus du niveau de la mer. C'est l'endroit le plus froid de la Terre et sa température moyenne est d'environ -85 ° C (-120 ° F; 190 K). La thermosphère, la deuxième couche la plus élevée de l'atmosphère, s'étend d'une altitude d'environ 80 km (50 mi) jusqu'à la thermopause, qui se situe à une altitude de 500 à 1 000 km (310 à 620 mi).
La partie inférieure de la thermosphère, de 80 à 550 kilomètres (50 à 342 mi), contient l'ionosphère - ainsi nommée parce que c'est ici dans l'atmosphère que les particules sont ionisées par le rayonnement solaire. Cette couche est totalement sans nuage et exempte de vapeur d'eau. C'est également à cette altitude que les phénomènes connus sous le nom d'Aurora Borealis et Aurara Australis sont connus pour avoir lieu.
L’exosphère, qui est la couche la plus externe de l’atmosphère terrestre, s’étend de l’exobase - située au sommet de la thermosphère à une altitude d’environ 700 km au-dessus du niveau de la mer - à environ 10000 km (6200 mi). L'exosphère fusionne avec le vide de l'espace extra-atmosphérique et est principalement composée de densités extrêmement faibles d'hydrogène, d'hélium et de plusieurs molécules plus lourdes, dont l'azote, l'oxygène et le dioxyde de carbone
L'exosphère est située trop loin au-dessus de la Terre pour que des phénomènes météorologiques soient possibles. Cependant, les Aurora Borealis et Aurora Australis se trouvent parfois dans la partie inférieure de l'exosphère, où elles se chevauchent dans la thermosphère.
La température de surface moyenne sur Terre est d'environ 14 ° C; mais comme déjà noté, cela varie. Par exemple, la température la plus chaude jamais enregistrée sur Terre était de 70,7 ° C (159 ° F), qui a été prise dans le désert de Lut en Iran. Pendant ce temps, la température la plus froide jamais enregistrée sur Terre a été mesurée à la station soviétique de Vostok sur le plateau antarctique, atteignant un minimum historique de -89,2 ° C (-129 ° F).
Atmosphère de Mars:
La planète Mars a une atmosphère très mince composée de 96% de dioxyde de carbone, 1,93% d'argon et 1,89% d'azote ainsi que des traces d'oxygène et d'eau. L'atmosphère est assez poussiéreuse, contenant des particules mesurant 1,5 micromètres de diamètre, ce qui donne au ciel martien une couleur fauve vu de la surface. La pression atmosphérique de Mars varie de 0,4 à 0,87 kPa, ce qui équivaut à environ 1% de la Terre au niveau de la mer.
En raison de sa fine atmosphère et de sa plus grande distance du Soleil, la température de surface de Mars est beaucoup plus froide que celle que nous connaissons ici sur Terre. La température moyenne de la planète est de -46 ° C (51 ° F), avec un minimum de -143 ° C (-225,4 ° F) en hiver aux pôles et un maximum de 35 ° C (95 ° F) en été et midi à l'équateur.
La planète connaît également des tempêtes de poussière, qui peuvent se transformer en ce qui ressemble à de petites tornades. De plus grandes tempêtes de poussière se produisent lorsque la poussière est soufflée dans l'atmosphère et se réchauffe du soleil. L'air plus chaud rempli de poussière monte et les vents deviennent plus forts, créant des tempêtes qui peuvent mesurer jusqu'à des milliers de kilomètres de largeur et durer des mois à la fois. Quand ils deviennent aussi grands, ils peuvent en fait bloquer la plupart de la surface de la vue.
Des traces de méthane ont également été détectées dans l'atmosphère martienne, avec une concentration estimée à environ 30 parties par milliard (ppb). Il se produit dans des panaches étendus et les profils impliquent que le méthane a été libéré de régions spécifiques - dont la première est située entre Isidis et Utopia Planitia (30 ° N 260 ° W) et la seconde en Arabia Terra (0 ° N 310 ° W).
L'ammoniac a également été provisoirement détecté sur Mars par le Mars Express satellite, mais avec une durée de vie relativement courte. On ne sait pas exactement ce qui l'a produit, mais l'activité volcanique a été suggérée comme une source possible.
Atmosphère de Jupiter:
Tout comme la Terre, Jupiter fait l'expérience d'aurores près de ses pôles nord et sud. Mais sur Jupiter, l'activité aurorale est beaucoup plus intense et s'arrête rarement. Le rayonnement intense, le champ magnétique de Jupiter et l'abondance de matière provenant des volcans d'Io qui réagissent avec l'ionosphère de Jupiter créent un spectacle lumineux vraiment spectaculaire.
Jupiter connaît également des conditions météorologiques violentes. Des vents de 100 m / s (360 km / h) sont courants dans les jets zonaux et peuvent atteindre jusqu'à 620 km / h (385 mph). Les orages se forment en quelques heures et peuvent devenir des milliers de kilomètres de diamètre pendant la nuit. Une tempête, le Great Red Spot, fait rage depuis au moins la fin des années 1600. La tempête a diminué et s'est étendue tout au long de son histoire; mais en 2012, il a été suggéré que le point rouge géant pourrait éventuellement disparaître.
Jupiter est perpétuellement recouvert de nuages composés de cristaux d'ammoniac et éventuellement d'hydrosulfure d'ammonium. Ces nuages sont situés dans la tropopause et sont disposés en bandes de latitudes différentes, appelées «régions tropicales». La couche nuageuse n'a qu'une profondeur d'environ 50 km (31 mi) et se compose d'au moins deux ponts de nuages: un pont inférieur épais et une région plus claire et plus fine.
Il peut également y avoir une fine couche de nuages d'eau sous-jacente à la couche d'ammoniac, comme en témoignent les éclairs détectés dans l'atmosphère de Jupiter, qui seraient causés par la polarité de l'eau créant la séparation de charges nécessaire à la foudre. Les observations de ces décharges électriques indiquent qu'elles peuvent être jusqu'à mille fois plus puissantes que celles observées ici sur Terre.
L'atmosphère de Saturne:
L'atmosphère extérieure de Saturne contient 96,3% d'hydrogène moléculaire et 3,25% d'hélium en volume. Le géant du gaz est également connu pour contenir des éléments plus lourds, bien que les proportions de ceux-ci par rapport à l'hydrogène et à l'hélium ne soient pas connues. Il est supposé qu'ils correspondraient à l'abondance primordiale de la formation du système solaire.
Des traces d’ammoniac, d’acétylène, d’éthane, de propane, de phosphine et de méthane ont également été détectées dans l’atmosphère de Saturne. Les nuages supérieurs sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages de niveau inférieur semblent être constitués soit d'hydrosulfure d'ammonium (NH4SH) ou de l'eau. Le rayonnement ultraviolet du Soleil provoque une photolyse du méthane dans la haute atmosphère, conduisant à une série de réactions chimiques d'hydrocarbures avec les produits résultants transportés vers le bas par les tourbillons et la diffusion.
L'atmosphère de Saturne présente un motif en bandes semblable à celui de Jupiter, mais les bandes de Saturne sont beaucoup plus faibles et plus larges près de l'équateur. Comme pour les couches nuageuses de Jupiter, elles sont divisées en couches supérieure et inférieure, dont la composition varie en fonction de la profondeur et de la pression. Dans les couches supérieures des nuages, avec des températures comprises entre 100 et 160 K et des pressions comprises entre 0,5 et 2 bars, les nuages sont constitués de glace ammoniacale.
Les nuages de glace d'eau commencent à un niveau où la pression est d'environ 2,5 bars et s'étendent jusqu'à 9,5 bars, où les températures varient de 185 à 270 K. Mélangé dans cette couche est une bande de glace d'hydrosulfure d'ammonium, située dans la plage de pression 3 à 6 bar avec des températures de 290–235 K. Enfin, les couches inférieures, où les pressions sont comprises entre 10–20 bar et les températures sont de 270–330 K, contiennent une région de gouttelettes d'eau contenant de l'ammoniac dans une solution aqueuse.
À l'occasion, l'atmosphère de Saturne présente des ovales à longue durée de vie, similaires à ce qui est couramment observé sur Jupiter. Alors que Jupiter a le Great Red Spot, Saturne a périodiquement ce que l'on appelle le Great White Spot (aka. Great White Oval). Ce phénomène unique mais de courte durée se produit une fois par année saturnienne, environ tous les 30 ans terrestres, à l’époque du solstice d’été de l’hémisphère Nord.
Ces taches peuvent mesurer plusieurs milliers de kilomètres de large et ont été observées en 1876, 1903, 1933, 1960 et 1990. Depuis 2010, une large bande de nuages blancs appelée la perturbation électrostatique du Nord a été observée enveloppant Saturne, repéré par la sonde spatiale Cassini. Si la nature périodique de ces tempêtes est maintenue, une autre se produira vers 2020.
Les vents de Saturne sont les deuxièmes plus rapides des planètes du système solaire, après celles de Neptune. Les données du Voyager indiquent un pic de vents d'est de 500 m / s (1800 km / h). Les pôles nord et sud de Saturne ont également montré des signes de tempête. Au pôle nord, cela prend la forme d'un motif de vagues hexagonales, tandis que le sud montre des signes d'un jet stream massif.
La tendance des vagues hexagonales persistantes autour du pôle nord a été notée pour la première Voyageur images. Les côtés de l'hexagone mesurent chacun environ 13 800 km (8 600 mi) de long (ce qui est plus long que le diamètre de la Terre) et la structure tourne avec une période de 10h 39m 24s, qui est supposée être égale à la période de rotation de L'intérieur de Saturne.
Le vortex du pôle sud, quant à lui, a été observé pour la première fois à l'aide du télescope spatial Hubble. Ces images indiquent la présence d'un jet stream, mais pas d'une onde stationnaire hexagonale. On estime que ces tempêtes génèrent des vents de 550 km / h, ont une taille comparable à celle de la Terre et auraient duré des milliards d'années. En 2006, la sonde spatiale Cassini a observé une tempête semblable à un ouragan qui avait un œil clairement défini. De telles tempêtes n'avaient été observées sur aucune planète autre que la Terre - même sur Jupiter.
Atmosphère d'Uranus:
Comme pour la Terre, l'atmosphère d'Uranus est divisée en couches, en fonction de la température et de la pression. Comme les autres géantes gazeuses, la planète n'a pas de surface ferme, et les scientifiques définissent la surface comme la région où la pression atmosphérique dépasse un bar (la pression trouvée sur Terre au niveau de la mer). Tout ce qui est accessible à la capacité de télédétection - qui s'étend jusqu'à environ 300 km en dessous du niveau de 1 bar - est également considéré comme l'atmosphère.
En utilisant ces points de référence, l'atmosphère d'Uranus peut être divisée en trois couches. La première est la troposphère, entre des altitudes de -300 km sous la surface et 50 km au-dessus, où les pressions varient de 100 à 0,1 bar (10 MPa à 10 kPa). La deuxième couche est la stratosphère, qui atteint entre 50 et 4000 km et subit des pressions entre 0,1 et 10-10 bar (10 kPa à 10 µPa).
La troposphère est la couche la plus dense de l'atmosphère d'Uranus. Ici, la température varie de 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) à la base (-300 km) à 53 K (-220 ° C / -364 ° F) à 50 km, la région supérieure étant la plus froide dans le système solaire. La région de la tropopause est responsable de la grande majorité des émissions infrarouges thermiques d’Uranus, déterminant ainsi sa température effective de 59,1 ± 0,3 K.
Dans la troposphère, il y a des couches de nuages - des nuages d'eau aux pressions les plus basses, avec des nuages d'hydrosulfure d'ammonium au-dessus d'eux. Les nuages d'ammoniac et de sulfure d'hydrogène viennent ensuite. Enfin, de minces nuages de méthane gisaient au sommet.
Dans la stratosphère, les températures varient de 53 K (-220 ° C / -364 ° F) au niveau supérieur à entre 800 et 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) à la base de la thermosphère, grâce en grande partie au chauffage provoqué par le rayonnement solaire. La stratosphère contient du smog d’éthane, qui peut contribuer à l’apparence terne de la planète. L'acétylène et le méthane sont également présents, et ces brouillards aident à réchauffer la stratosphère.
La couche la plus externe, la thermosphère et la couronne, s'étendent de 4 000 km jusqu'à 50 000 km de la surface. Cette région a une température uniforme de 800 à 850 (577 ° C / 1 070 ° F), bien que les scientifiques ne sachent pas pourquoi. Parce que la distance entre Uranus et le Soleil est si grande, la quantité de lumière solaire absorbée ne peut pas être la cause principale.
Comme Jupiter et Saturne, le temps d'Uranus suit un modèle similaire où les systèmes sont divisés en bandes qui tournent autour de la planète, qui sont entraînées par la chaleur interne qui monte dans la haute atmosphère. En conséquence, les vents sur Uranus peuvent atteindre jusqu'à 900 km / h (560 mph), créant des tempêtes massives comme celle repérée par le télescope spatial Hubble en 2012. Semblable au grand point rouge de Jupiter, ce «point noir» était un géant vortex de nuages mesurant 1 700 kilomètres sur 3 000 kilomètres (1 100 milles sur 1 900 milles).
Atmosphère de Neptune:
À haute altitude, l'atmosphère de Neptune est composée à 80% d'hydrogène et à 19% d'hélium, avec une trace de méthane. Comme pour Uranus, cette absorption de la lumière rouge par le méthane atmosphérique fait partie de ce qui donne à Neptune sa teinte bleue, bien que celle de Neptune soit plus sombre et plus vive. Parce que la teneur en méthane atmosphérique de Neptune est similaire à celle d'Uranus, un constituant inconnu est censé contribuer à la coloration plus intense de Neptune.
L'atmosphère de Neptune est subdivisée en deux régions principales: la basse troposphère (où la température diminue avec l'altitude) et la stratosphère (où la température augmente avec l'altitude). La frontière entre les deux, la tropopause, se situe à une pression de 0,1 bar (10 kPa). La stratosphère cède ensuite la place à la thermosphère à une pression inférieure à 10-5 à 10-4 microbes (1 à 10 Pa), qui se transforment progressivement vers l'exosphère.
Les spectres de Neptune suggèrent que sa stratosphère inférieure est trouble en raison de la condensation des produits provoquée par l'interaction du rayonnement ultraviolet et du méthane (c'est-à-dire la photolyse), qui produit des composés tels que l'éthane et l'éthyne. La stratosphère abrite également des quantités infimes de monoxyde de carbone et de cyanure d'hydrogène, responsables de la stratosphère de Neptune plus chaude que celle d'Uranus.
Pour des raisons qui restent obscures, la thermosphère de la planète connaît des températures inhabituellement élevées d'environ 750 K (476,85 ° C / 890 ° F). La planète est trop éloignée du Soleil pour que cette chaleur soit générée par le rayonnement ultraviolet, ce qui signifie qu'un autre mécanisme de chauffage est impliqué - ce qui pourrait être l'interaction de l'atmosphère avec les ions dans le champ magnétique de la planète, ou les ondes de gravité de l'intérieur de la planète qui se dissipent dans l'atmosphère.
Parce que Neptune n'est pas un corps solide, son atmosphère subit une rotation différentielle. La large zone équatoriale tourne avec une période d'environ 18 heures, ce qui est plus lent que la rotation de 16,1 heures du champ magnétique de la planète. En revanche, l'inverse est vrai pour les régions polaires où la période de rotation est de 12 heures.
Cette rotation différentielle est la plus prononcée de toutes les planètes du système solaire et se traduit par un fort cisaillement du vent latitudinal et de violentes tempêtes. Les trois plus impressionnants ont tous été repérés en 1989 par la sonde spatiale Voyager 2, puis nommés en fonction de leurs apparences.
Le premier à être repéré était une tempête anticyclonique massive mesurant 13 000 x 6 600 km et ressemblant à la grande tache rouge de Jupiter. Connue sous le nom de Great Dark Spot, cette tempête n'a pas été repérée cinq plus tard (2 novembre 1994) lorsque le télescope spatial Hubble l'a recherchée. Au lieu de cela, une nouvelle tempête d'apparence très similaire a été trouvée dans l'hémisphère nord de la planète, suggérant que ces tempêtes ont une durée de vie plus courte que celle de Jupiter.
Le Scooter est une autre tempête, un groupe de nuages blancs situé plus au sud que le Great Dark Spot - un surnom qui est apparu pendant les mois précédant la Voyager 2 rencontre en 1989. La petite tache sombre, une tempête cyclonique du sud, était la deuxième tempête la plus intense observée lors de la rencontre de 1989. Il était initialement complètement sombre; mais comme Voyager 2 s'est approché de la planète, un noyau lumineux s'est développé et a pu être vu dans la plupart des images à plus haute résolution.
En somme, les planètes de notre système solaire ont toutes des atmosphères de toutes sortes. Et par rapport à l'atmosphère relativement douce et épaisse de la Terre, ils parcourent la gamme entre très très mince à très très dense. Ils varient également à des températures allant du très chaud (comme sur Vénus) au froid extrême.
Et en ce qui concerne les systèmes météorologiques, les choses peuvent être tout aussi extrêmes, avec la planète bénéficiant soit de la météo, soit d'intenses tempêtes cycloniques et de poussière qui font honte aux tempêtes sur Terre. Et tandis que certains sont totalement hostiles à la vie telle que nous la connaissons, d'autres avec lesquels nous pourrions travailler.
Nous avons de nombreux articles intéressants sur l'atmosphère planétaire ici à Space Magazine. Par exemple, il est What is the Atmosphere?, Et des articles sur l'atmosphère de Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune,
Pour plus d'informations sur les atmosphères, consultez les pages de la NASA sur les couches atmosphériques de la Terre, le cycle du carbone et la façon dont l'atmosphère terrestre diffère de l'espace.
Astronomy Cast a un épisode sur la source de l'atmosphère.
