Atmosphère planétaire

enveloppe externe d'une planète ou d'une étoile

En astronomie, une atmosphère (du grec ἀτμός, vapeur, air, et σφαῖρα, sphère) est, au sens large, l'enveloppe externe d'une planète ou d'une étoile, constituée principalement de gaz neutres et d'ions (ou plasmas).

Composants principaux du Système solaire (échelle non respectée)
Graphique représentant la vitesse de libération en fonction de la température de surface de certains objets du Système solaire et montrant quels gaz sont retenus dans leur atmosphère. Les objets sont dessinés à l’échelle et leurs points de données sont représentés par les points noirs au milieu.

La limite externe de l'atmosphère n'est jamais nette, il n'est pas possible d'indiquer un endroit précis où finirait l'atmosphère et où commencerait l'espace interplanétaire. On la fixe arbitrairement à l'altitude où une majorité de molécules sont trop rapides pour être retenues par la gravitation et s'échappent vers l'espace. La limite interne est la transition avec un état condensé (de composition différente ou non) ; elle est nette mais on n'en connaît pas toujours la position exacte.

Les étoiles et les géantes gazeuses (Jupiter et Saturne) sont essentiellement constituées d'hydrogène et d'hélium, sous forme de gaz (géantes gazeuses) ou de plasma (étoiles) dans les parties externes et jusqu'à une profondeur significative (par rapport au rayon). Plus en profondeur, le mélange H2-He est dans un état condensé.

Les géantes de glaces (Uranus et Neptune) sont constituées en majeure partie d'eau, de méthane et d'ammoniac, mais possèdent une épaisse atmosphère principalement constituée d'hydrogène et d'hélium.

Les planètes telluriques que sont Terre, Vénus, Mars, ainsi que trois satellites de planètes géantes (Titan, Encelade et Triton) ont une atmosphère moins significative, composée de molécules plus lourdes que l'hydrogène et l'hélium.

D'autres corps célestes du Système solaire possèdent une très fine atmosphère constituée de sodium (la Lune et Mercure), d'oxygène (Europe) ou de soufre (Io). La planète naine Pluton est aussi dotée d'une enveloppe gazeuse lorsqu'elle est au plus près du Soleil, mais ces gaz sont solidifiés sur la plus grande partie de son orbite.

Atmosphère normaliséeModifier

La température et la pression varient d'un point à l'autre d'un astre, planète ou satellite, et en fonction de sa météorologie. Or, ces valeurs ont une grande importance dans de nombreux processus chimiques et physiques, notamment en ce qui concerne les mesures. Il faut donc définir des « conditions normales de température et de pression » (CNTP), le terme « normal » renvoyant à « norme » (valeur arbitraire de référence acceptée par consensus), et non pas « habituel ». On parle aussi de « température et pression normales » (TPN). De nombreuses valeurs sont données pour ces conditions.

On parle aussi de « conditions ambiantes ». Le terme « ambiant » est ambigu, puisque la température « habituelle » dépend du climat et de la saison. Il faut donc aussi définir la notion de « condition ambiante de température et de pression ».

Ceci amène à la définition plus générale d'« atmosphère normalisée ». En effet, la température et la pression de l'atmosphère varient en fonction de la position sur le globe, de l'altitude et du moment (saison, heure de la journée, conditions locales de météorologieetc.). Il est donc utile de définir des valeurs « normales » de pression et de température en fonction de l'altitude.

Formule du nivellement barométriqueModifier

La formule du nivellement barométrique décrit la répartition verticale des molécules de gaz dans l'atmosphère de la Terre, et donc la variation de la pression en fonction de l'altitude.

On parle ainsi d'un gradient de pression vertical, mais qui ne peut être décrit mathématiquement qu'en approximations, en raison de la dynamique du climat dans l'atmosphère inférieure. Sur Terre, en première approximation, on peut supposer que près du niveau de la mer, la pression diminue d'un hectopascal quand l'altitude augmente de 8 mètres.

ImportanceModifier

Pour un géologue, l'atmosphère est un agent évolutif essentiel à la morphologie d'une planète. Le vent transporte des poussières qui érodent le relief et laissent des dépôts. Le gel et les précipitations, qui dépendent de la composition, façonnent également le relief. Pour le météorologue, la composition de l'atmosphère détermine le climat et ses variations. Pour le biologiste, la composition est intimement liée à l'apparition de la vie et à son évolution.

Le problème de l'existence et de la composition de l'atmosphère se pose aussi pour les exoplanètes. La première géante gazeuse connue hors du Système solaire, Osiris, a été découverte en 1999 ; son atmosphère contient de l'oxygène et du carbone.

CompositionModifier

La composition initiale de l'atmosphère d'une planète dépend des caractéristiques chimiques et de la température de la nébuleuse mère durant la formation du système planétaire. Par la suite, la composition exacte de l'atmosphère d'une planète dépend de la chimie des gaz qui la composent et des apports de gaz par le volcanisme. Les interactions entre ces différents gaz dépendent quant à elles de la température et des types de radiations solaires atteignant la planète.

Ainsi Mars et Vénus avaient probablement de l'eau, liquide ou sous forme de vapeur, mais la photodissociation causée par les ultraviolets l'a transformé en hydrogène et oxygène. Finalement, les gaz plus légers s'échappent, selon la masse et la température de la planète, ce qui donne une composition finale différente de l'une à l'autre planète :

  • l'intense gravité de Jupiter lui a permis de retenir des éléments légers comme l'hydrogène et l'hélium en quantité importante, deux éléments pratiquement absents de Vénus, de la Terre ou de Mars ;
  • la distance au Soleil détermine la température des gaz atmosphériques. Plus la température est élevée plus les gaz ont une énergie cinétique importante qui leur permet d'atteindre la vitesse de libération. Ainsi des corps célestes comme Titan, Triton et Pluton ont pu retenir une atmosphère parce qu'ils sont des mondes très froids, même s'ils ont une faible gravité. Les températures basses permettent également de congeler les gaz dans la croûte ou les calottes polaires pour être relâchés lentement par sublimation plus tard.

L'atmosphère d'une planète est donc influencée par sa masse, sa distance au Soleil et les interactions de ses composants chimiques sur une période de plus de 4 milliards d'années. D'autre part le vent solaire, formé de particules ionisées très énergétiques, arrache les éléments les plus légers par collision ; cet effet est diminué quand la planète possède un champ magnétique capable de dévier la majeure partie du vent solaire (c'est le cas de la Terre, mais pas de Vénus). Pourtant, des particules chargées peuvent échapper d'une planète magnétisée le long des lignes de champ magnétique dans les régions polaires. Comptant tous les processus d'échappement importants on trouve que le champ magnétique ne protège pas une planète d'échappement atmosphérique[1].

Enfin, la vie est un facteur important dans la composition de l'atmosphère. En introduisant des réactions chimiques qui n'existaient pas entre les gaz originels, la biosphère modifie la composition indépendamment des caractéristiques propres du corps céleste. Par exemple sur Terre, citons la production d'O2 par les végétaux chlorophylliens et le recyclage de cet oxygène en CO2 par un grand nombre d'organismes vivants.

Composition, température et pression de l'atmosphère des principaux corps du système solaire en ayant une[2]
Corps Atmosphère Image Température1 (K) Pression1 (atm) Dihydrogène (H2) (hydrogène pour le Soleil) Hélium (He) Diazote (N2) (azote pour le Soleil) Dioxygène (O2) (oxygène pour le Soleil) Dioxyde de carbone (CO2) Méthane (CH4) Vapeur d'eau (H2O) Argon (Ar) Néon (Ne)
Soleil Atmosphère du Soleil   4 000 à 8 000[3] 0,125[3] 90,965 %[3] 8,889 %[3] 102 ppm[3] 774 ppm[3] - - - - 112 ppm[3]
Vénus Atmosphère de Vénus   732 90 - 0,002 % 3,5 % - 96,5 % - 0,002 % 0,007 % 0,0007 %
Terre Atmosphère de la Terre   288 1 0,5 % 0,0005 % 78,1 % 20,9 % 0,04 % 0,0002 % 0,001 %
à 5 %
0,93 % 0,002 %
Mars Atmosphère de Mars   223 0,006 - - 1,89 % 0,15 % 96 % - 0,03 % 1,93 % 0,0003 %
Jupiter Atmosphère de Jupiter   170 - 86 % 13 % - - - 0,1 % 0,1 % - -
Saturne Atmosphère de Saturne   130 - 96 % 3 % - - - 0,4 % 0,0005 % - -
Uranus Atmosphère d'Uranus   59 - 83 % 13 % - - - 1,99 % - - -
Neptune Atmosphère de Neptune   59 - 80 % 19 % - - - 1,5 % - - -
Titan Atmosphère de Titan   95 1,45 0,1 %
à 0,2 %
- 98,4 % - - 1,6 % - - -
Encelade[4],[5] Atmosphère d'Encelade   75 trace - - 4 % - 3,2 % 1,6 % 91 % - -
(1) Pour les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), Titan et Encelade, la température et la pression sont données à la surface. Pour les géantes gazeuses (Jupiter et Saturne) et les géantes de glaces (Uranus et Neptune), la température est donnée là où la pression est de 1 atm. Pour le Soleil, la température et la pression sont celles de la base de la photosphère et la composition est celle de la photosphère.
Composition, température et pression de l'atmosphère de quelques exoplanètes
Corps Atmosphère Température (K) Pression Hydrogène (H) Carbone (C) Oxygène (O) Sodium (Na) Vapeur d'eau (H2O) Monoxyde de carbone (CO) Dioxyde de carbone (CO2) Méthane (CH4)
HD 209458 b Atmosphère de HD 209458 b ? 1 bar à 1,29 RJ
33 ± 5 millibars à T = 2 200 ± 260 K
détecté détecté détecté détecté détecté détecté - détecté
HD 189733 b Atmosphère de HD 189733 b ? ? - - - - détecté - - détecté

PlanètesModifier

Planètes intérieuresModifier

MercureModifier

Du fait de sa petite taille (et par conséquent de sa faible gravité), Mercure n’a pas d’atmosphère substantielle. Son atmosphère extrêmement fine se compose d’une petite quantité d’hélium puis de traces de sodium, de potassium et d’oxygène. Ces gaz sont issus du vent solaire, de la désintégration radioactive, des impacts météoritiques et de la désintégration de la croûte de Mercure[6],[7]. L’atmosphère de Mercure est instable et est constamment renouvelée, car ses atomes s’échappent dans l’espace à cause de la chaleur de la planète.

VénusModifier

 
Image UV de l’atmosphère de Vénus prise par Pioneer Venus Orbiter en 1979.

L’atmosphère de Vénus est principalement constituée de dioxyde de carbone. Elle contient de faibles quantités d’azote et d’autres oligoéléments, y compris des composés à base d’hydrogène, d’azote, de soufre, de carbone et d’oxygène. L’atmosphère de Vénus est beaucoup plus chaude et dense que celle de la Terre, bien qu’elle soit plus étroite. Pendant que des gaz à effet de serre réchauffent la couche inférieure, ils refroidissent la couche supérieure, ce qui entraîne la création de thermosphères compactes[8],[9]. Selon certaines définitions, Vénus n’a pas de stratosphère.[réf. nécessaire]

La troposphère commence à la surface et s’étend jusqu’à une altitude de 65 kilomètres (une altitude à laquelle la mésosphère a déjà été atteinte sur Terre). Au sommet de la troposphère, la température et la pression atteignent des niveaux semblables à ceux de la Terre. Les vents à la surface sont de quelques mètres par seconde, atteignant 70 m/s voire plus dans la troposphère supérieure. La stratosphère et la mésosphère s’étendent de 65 km à 95 km d’altitude. La thermosphère et l’exosphère commencent à environ 95 km et finissent par atteindre la limite de l’atmosphère, entre 220 et 250 km.

La pression de l’air à la surface de Vénus représente environ 92 fois celle de la Terre. L’énorme quantité de CO2 présente dans l’atmosphère crée un gaz à effet de serre puissant, ce qui augmente la température jusqu’à environ 470 °C, soit une atmosphère plus chaude que n’importe quelle autre planète du Système solaire.

MarsModifier

L’atmosphère martienne est très fine et se compose principalement de dioxyde de carbone, avec un peu d’azote et d’argon. La pression moyenne de surface sur Mars est de 0,60,9 kPa, contre environ 101 kPa pour la Terre. Il en résulte une inertie thermique beaucoup plus faible, et de ce fait, Mars est sujette à de fortes marées thermiques qui peuvent modifier la pression atmosphérique globale jusqu’à 10 %. La finesse de l’atmosphère accroit également la variabilité de la température sur la planète. Les températures à la surface de Mars sont variables. Elles peuvent connaître des dépressions d’environ −140 °C pendant les hivers polaires, et des hausses jusqu’à 20 °C pendant les étés.

 
La fine atmosphère de Mars visible à l’horizon.
 
Pôle Sud pris par MGS en 1999 et 2001, NASA.

Entre les missions Viking et Mars Global Surveyor (MGS), Mars affiche « les températures atmosphériques les plus froides (1020 K) observées au cours des années de périhélie en 1997 et 1977 ». De plus, « l’atmosphère d’aphélie globale sur Mars est plus froide, moins poussiéreuse et plus nuageuse que ce qui est indiqué sur la climatologie Viking établie »[10], avec « généralement des températures atmosphériques plus froides et une concentration de poussière plus faible ces dernières décennies sur Mars par rapport à la période étudiée par la mission Viking. »[11] Le Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), sur un ensemble de données moins conséquent, ne montre aucun réchauffement de la température planétaire moyenne et affiche même un éventuel refroidissement. « Le radiomètre MCS (Mars Climate Sounder) MY, mesure que 28 températures sont en moyenne de 0,9 (de jour) et de 1,7 K (de nuit) plus froides que les TES (Thermal infrared spectrometers, spectromètres thermiques infrarouges) MY 24 mesure. "[12] Du point de vue local et régional, néanmoins, des changements de type « trous de gruyère » dans la couche gelée de dioxyde de carbone au niveau du Pôle Sud de Mars, observés entre 1999 et 2001, suggèrent que la taille de la calotte polaire australe est en train de baisser. Des observations plus récentes indiquent que le Pôle Sud de Mars continue de fondre. « Il s’évapore en ce moment même et à un taux phénoménal. » affirme Michael Malin, principal enquêteur pour le Mars Orbiter Camera[13]. Les trous dans la glace s’agrandissent d’environ 3 mètres par an. Michael Malin déclare que les conditions sur Mars ne conduisent actuellement pas à la formation de nouvelle glace. Un site web a suggéré que cela témoigne d’un « changement climatique en cours » sur Mars[14]. De multiples études suggèrent que cela pourrait être un phénomène local plutôt qu’un phénomène global[15].

Pour Colin Wilson, les variations observées sont causées par des irrégularités dans l’orbite de Mars[16]. William Feldman suppose que le réchauffement pourrait venir du fait que Mars serait en train de sortir d’une période glaciaire[17]. D’autres scientifiques affirment que le réchauffement serait dû à des changements d’albédo causés par des tempêtes de poussière[18],[19]. L’étude prévoit que la planète pourrait continuer à se réchauffer, en conséquence de la rétroaction[19].

TerreModifier

Après la solidification de la Terre, à la suite du dégazage des roches, le CO2 était beaucoup plus abondant qu'aujourd'hui permettant ainsi un effet de serre bien plus important similaire à Vénus et Mars. Cet effet a permis de maintenir une température moyenne proche de celle d'aujourd'hui (~ 15 °C). Au fur et à mesure, l'intensité du Soleil a augmenté et le niveau de CO2 a diminué à cause du cycle du carbone qui a transformé une part du gaz sous forme de roches carbonatées.

À l'heure actuelle, on trouve uniquement des traces de CO2 dans l'air. Par ailleurs, le développement intense de la vie sur Terre (il y a environ 2 milliards d'années) a favorisé l'augmentation du dioxygène dans l'atmosphère grâce à la photosynthèse des plantes. Le cycle du carbone et le développement de la vie expliquent que notre atmosphère actuelle est composée principalement de diazote N2 et de dioxygène O2.

Géantes gazeusesModifier

Les quatre planètes extérieures au système solaire sont les planètes géantes gazeuses. Elles partagent quelques similitudes atmosphériques. Elles possèdent toutes des atmosphères principalement composées d’hydrogène et d’hélium et qui se mélangent dans l’intérieur liquide à des pressions plus élevées que le point critique, si bien qu’il n’y a pas de démarcation claire entre l’atmosphère et le corps de la planète.

JupiterModifier

 
L’ovale BA à gauche et la Grande Tache rouge à droite

La haute atmosphère de Jupiter se compose d’environ 75 % d’hydrogène et de 24 % d’hélium par masse, puis d’1 % d’autres éléments restant. L’intérieur contient des matériaux plus denses dont la répartition est approximativement de 71 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et de 5 % d’autres éléments par masse. L’atmosphère contient des traces de méthane, de vapeur d’eau, d’ammoniac et de composants à base de silicium. Il y a également des traces de carbone, d’éthane, de sulfure d’hydrogène, de néon, d’oxygène, de phosphine et de soufre. La couche extérieure de l’atmosphère contient des cristaux d’ammoniac gelé, probablement superposée sur une fine couche d’eau.

Jupiter est recouverte d’une couche nuageuse d’environ 50 km d’épaisseur. Les nuages sont composés de cristaux d’ammoniac et vraisemblablement d’hydrosulfure d’ammonium. Les nuages se situent dans la tropopause et sont organisés en bandes de différentes latitudes, connues comme des régions tropicales. Celles-ci sont subdivisées en des « zones » aux teintes plus claires et en « ceintures » aux teintes plus foncées. Les interactions opposées de ces configurations de circulation atmosphérique provoquent des tempêtes et des turbulences. La particularité la plus connue de la couche nuageuse est la Grande Tache rouge, une tempête anticyclonique permanente localisée à 22° au sud de l’équateur qui est plus large que la Terre. En 2000, une particularité atmosphérique s’est formée dans l’hémisphère sud, à la fois similaire à la Grande Tache rouge en apparence, mais de taille plus petite. La particularité a été nommée Ovale BA, et a été surnommée Red Spot Junior (la petite tache rouge).

Des observations du Red Spot Jr. suggèrent que Jupiter pourrait connaître un épisode de changement climatique global[20],[21]. On suppose que ce phénomène fait partie d’un cycle climatique global de 70 ans, caractérisé par la formation relativement rapide et la lente érosion subséquente de tourbillons ainsi que leur fusion cyclonique et anticyclonique dans l’atmosphère de Jupiter. Ces tourbillons facilitent l’échange de chaleur entre les pôles et l’équateur. S’ils se sont suffisamment érodés, l’échange de chaleur est fortement réduit et les températures environnantes peuvent connaître un changement allant jusqu’à 10 K, avec des pôles qui se refroidissent et un équateur qui se réchauffe. La forte différence de températures résultant déstabilise l’atmosphère et donc, mène à la création de nouveaux tourbillons[22],[23].

SaturneModifier

L’atmosphère extérieure de Saturne se compose d’environ 93,2 % d’hydrogène et de 6,7 % d’hélium. Des traces d’ammoniac, d’acétylène, d’éthane, de phosphine et de méthane ont également été détectées. Tout comme Jupiter, les nuages supérieurs sur Saturne se composent de cristaux d’ammoniac, alors que les nuages bas sont composés soit d’Hydrosulfure d'ammonium (NH4SH) soit d’eau.

L’atmosphère saturnienne est similaire à celle de Jupiter sur plusieurs plans. Elle possède des bandes similaires à celles de Jupiter, et présente parfois des formes ovales pendant très longtemps, causées par des tempêtes. Une formation de tempête comparable à la Grande Tache rouge de Jupiter, la Grande Tache blanche, est un phénomène de courte durée, qui se forme sur une période de 30 ans. Ce phénomène a été observé pour la dernière fois en 1990. Néanmoins, les tempêtes et les bandes sont moins visibles et actives que celles de Jupiter, du fait de la présence de brumes d’ammoniac superposées sur la troposphère de Saturne.

L’atmosphère de Saturne présente plusieurs particularités inhabituelles. Ses vents font partie des plus rapides du système solaire, avec des données du Programme Voyager qui indiquent des pics de vent d’est de 500 m/s. C’est également la seule planète qui a un tourbillon polaire chaud, et la seule planète hormis la Terre où des nuages de type œil (cyclone) ont été observés dans des structures similaires à des ouragans.

UranusModifier

L’atmosphère d’Uranus se compose avant tout de gaz et de diverses glaces. Elle contient environ 83 % d’hydrogène, 15 % d’hélium, 2 % de méthane et des traces d’acétylène. Tout comme Jupiter et Saturne, Uranus a une couche de bandes nuageuses, bien qu’elle ne soit pas facilement visible sans l’aide d’images optimisées de la planète. À la différence des plus grandes géantes gazeuses, les basses températures de la couche nuageuse supérieure d’Uranus, pouvant descendre jusqu’à 50 K, provoquent la formation de nuages à partir de méthane plutôt que d’ammoniac.

Une activité orageuse plus faible a été observée sur l’atmosphère uranienne par rapport aux atmosphères de Jupiter ou de Saturne, du fait de la présence de brumes de méthane et d’acétylène dans son atmosphère, la faisant paraître à un globe bleu clair et terne.[réf. nécessaire] Des images prises en 1997 par le Hubble (télescope spatial) ont montré une activité orageuse dans la partie de l’atmosphère découlant de l’hiver d’Uranus ayant duré 25 ans. Le manque général d’activité orageuse pourrait être en lien avec l’absence d’un mécanisme générateur d’énergie interne à Uranus, une caractéristique unique parmi les géantes gazeuses[24].

NeptuneModifier

 
La Grande Tache sombre (en haut), Le Scooter (le nuage blanc irrégulier de Neptune), et la Petite Tache sombre (en bas).

L’atmosphère de Neptune est similaire à celle d’Uranus. Elle contient environ 80 % d’hydrogène, 19 % d’hélium et 1,5 % de méthane. Néanmoins, l’activité météorologique sur Neptune est beaucoup plus active, et son atmosphère est beaucoup plus bleue que celle d’Uranus. Les niveaux d’atmosphères supérieurs atteignent des températures d’environ 55 K, permettant la formation de nuages de méthane dans sa troposphère, ce qui donne à la planète sa couleur bleu outremer. Plus profondément dans l’atmosphère, les températures augmentent en permanence.

Neptune a des systèmes météorologiques extrêmement dynamiques, dont des vitesses de vent parmi les plus rapides du système solaire, qui seraient générées par un débit de chaleur interne. Des vents spécifiques dans la bande de la région équatoriale peuvent atteindre des vitesses d’environ 350 m/s, alors que les systèmes de tempête peuvent avoir des vents jusqu’à 900 m/s, soit quasiment la vitesse du son dans l’atmosphère de Neptune. Plusieurs systèmes de tempêtes importants ont été identifiés, dont la Grande Tache sombre, un système de tempête cyclonique de la taille de l’Eurasie, le Scooter, un nuage blanc au sud de la Grande Tache sombre, ainsi que la Petite Tache sombre, une tempête cyclonique au sud de Neptune.

Neptune, la planète la plus éloignée de la Terre, a gagné en brillance depuis 1980. La brillance de Neptune est statistiquement corrélée à sa température stratosphérique. Hammel et Lockwood ont émis l’hypothèse que le changement de brillance comprend une composante de variation solaire ainsi qu’une composante saisonnière, bien qu’ils n’aient pas trouvé de corrélation statistiquement significative avec la variation solaire. Ils soumettent que la résolution de ce problème sera clarifiée par des observations de la brillance de la planète dans les années à venir : une variation dans les latitudes subsolaires devrait se traduire par un écrasement et une diminution de la brillance, alors qu’un forçage solaire devrait se traduire par un écrasement puis la poursuite d’une augmentation de la brillance[25].

Autres corps du système solaireModifier

Satellites naturelsModifier

Dix des nombreux satellites naturels dans le système solaire sont connus pour avoir des atmosphères : Europe, Io, Callisto, Encelade, Ganymède, Titan, Rhéa, Dioné, Triton et la Lune de la Terre. Ganymède et Europe ont tous les deux des atmosphères très riches en oxygène, qui, l’on pense, est produit par le rayonnement qui sépare l’hydrogène et l’oxygène de la glace d’eau présente sur la surface de ces lunes. Io a une atmosphère extrêmement fine composée principalement de dioxyde de soufre (SO2), résultant du volcanisme et de la sublimation thermique des dépôts de dioxyde de soufre provoqués par les rayons du soleil. L’atmosphère d’Encelade est également très fine et variable, constituée principalement de vapeur d’eau, d’azote, de méthane et de dioxyde de carbone dégagé par l’intérieur de la Lune par le biais du cryovolcanisme. On pense que l’atmosphère de Callisto, extrêmement fine et composée de dioxyde de carbone, se renouvelle grâce à la sublimation thermique à partir des dépôts de surface.

LuneModifier

TitanModifier

 
Image aux couleurs non retouchées des couches de brume présentes dans l’atmosphère de Titan.

Titan possède de loin l’atmosphère la plus dense de toutes les lunes. L’atmosphère titanesque est en fait plus dense que celle de la Terre, qui atteint une pression de surface de 147 kPa, soit une fois et demie plus élevée que celle de la Terre. L’atmosphère est constituée de 98,4 % d’azote, et les 1,6 % restants se composent de méthane et de traces d’autres gaz tels que des hydrocarbures (dont de l’éthane, du butadiyne, du propyne, du cyanoéthyne, de l’acétylène et du propane) puis d’argon, de dioxyde de carbone, de monoxyde de carbone, de cyanogène, de cyanure d’hydrogène et d’hélium. On pense que les hydrocarbures se forment dans l’atmosphère supérieure de Titan par des réactions résultant de la dissolution du méthane par le rayonnement ultraviolet du Soleil, produisant un épais brouillard orange. Titan n’a pas de champ magnétique et gravite parfois autour de la magnétosphère de Saturne, s’exposant directement au vent solaire. Il se peut que cela ionise et emporte des molécules loin de l’atmosphère.

L’atmosphère de Titan présente une couche nuageuse opaque qui obstrue les particularités de sa surface, à des longueurs d’onde visibles. La brume sèche pouvant être observée sur l’image de droite contribue à l’anti-effet de serre (en) et réduit la température en réfléchissant le rayonnement solaire hors du satellite. La dense atmosphère bloque la lumière aux longueurs d’onde les plus visibles du Soleil et des autres sources atteignant la surface de Titan.

TritonModifier

Triton, la plus grande lune de Neptune, possède une atmosphère très légère composée d’azote et de petites quantités de méthane. La pression atmosphérique tritonienne est d’environ 1 Pa. La température de surface est d’au moins 35,6 K, l'atmosphère d’azote est en équilibre avec de la glace d’azote à la surface de Triton.

La température absolue de Triton s’est accrue de 5 % entre 1989 et 1998[26],[27]. Une augmentation similaire de la température sur Terre équivaudrait à une montée d’environ 11 °C (−6,7 °C) de la température sur neuf ans. « Au moins, depuis 1989, Triton connaît une période de réchauffement climatique. En termes de pourcentage, c’est une augmentation considérable. » a affirmé James Elliot, qui a publié le rapport[26].

Triton se rapproche d’une saison d’été inhabituellement chaude, qui a lieu une fois tous les quelques siècles. James Elliot et ses collègues croient que la tendance de Triton à se réchauffer pourrait être le résultat de changements saisonniers dans l’absorption d’énergie solaire par ses calottes glaciaires polaires. Une hypothèse liée à ce réchauffement indique qu’il se traduit par une modification des cristaux de givre à sa surface. Une autre suggestion relève le changement de l’albédo de la glace, permettant l’absorption de davantage de chaleur émanant des rayons du soleil[28].

Bonnie J. Buratti et al. soutiennent que les changements de température sont le résultat de dépôts de matières sombres et rouges émanant de processus géologiques sur la lune, tels que le dégagement massif. Puisque l’albédo de Bond de Triton est parmi les plus élevés au sein du système solaire, il est sensible à de faibles variations de l’albédo spectral[29].

PlutonModifier

Pluton - Monts Norgay (premier plan, gauche); Monts Hillary (horizon gauche); Spoutnik (plaine) (droite)
Une vue du crépuscule inclut plusieurs couches de brume atmosphérique.

Pluton possède une atmosphère extrêmement fine composée d’azote, de méthane et de monoxyde de carbone qui proviennent des glaces de sa surface[30].

Deux modèles montrent que l’atmosphère ne gèle pas et ne disparaît pas complètement lorsque Pluton s’éloigne du Soleil sur son orbite extrêmement elliptique[31],[32]. Néanmoins, c’est le cas de certaines planètes. Pluton met 248 ans pour effectuer une orbite complète et a été observée pendant moins d’un tiers de cette période. Elle est à une distance moyenne du Soleil de 39 UA, d’où la difficulté de rassembler des données précises à son sujet. La température se déduit indirectement dans le cas de Pluton ; lorsqu’elle passe devant une étoile, les observateurs relèvent à quel point la luminosité diminue. Dans cette optique, ils déduisent la densité de l’atmosphère, et elle est utilisée en tant qu’indicateur de température.

 
L’atmosphère de Pluton rétroéclairée par le Soleil.

Un tel événement d’occultation s’est produit en 1988. Des observations d’une deuxième occultation le suggèrent que la pression atmosphérique de Pluton a triplé, indiquant une chaleur d’environ °C (−15,8 °C)[33],[34], tel que prévu par Hansen et Paige[35]. Le réchauffement n’est « vraisemblablement pas en lien avec celui de la Terre » affirme Jay Pasachoff.[36].

Il a été proposé que chaleur pouvait résulter d’une activité éruptive, mais il est plus probable que la température de Pluton soit fortement influencée par son orbite elliptique. Elle était proche du Soleil en 1989 (périhélie) et s’est lentement éloignée depuis. Si elle possède une inertie thermique, elle est susceptible de se réchauffer pendant un moment après avoir passé la périhélie[37]. « Cette tendance de réchauffement sur Pluton pourrait facilement durer pendant encore 13 années supplémentaires », affirme David J. Tholen[33]. On suppose également qu’un assombrissement de la surface glacée de Pluton est la cause de ce réchauffement, mais il est nécessaire de recueillir plus de données et de modèles pour avérer cette supposition. L’obliquité élevée de la planète naine affecte la répartition de la glace sur la surface de Pluton[38].

ExoplanètesModifier

 
Image télescopique de la comète 17P/Holmes en 2007.

Il a été observé que plusieurs planètes hors du Système solaire (des exoplanètes) possèdent des atmosphères. À l’heure actuelle, les détections d’atmosphère sont constituées de Jupiters et de Neptunes chaudes qui orbitent très près de leur étoile et qui, par conséquent, ont des atmosphères chaudes et étendues. Il y a deux types d’atmosphères d’exoplanètes observées. D’abord, la transmission de photométrie ou de spectres détecte la lumière qui traverse l’atmosphère d’une planète lorsqu’elle transite devant son étoile. Ensuite, l’émission directe de l’atmosphère d’une planète peut être détectée en différenciant l’étoile et la luminosité de la planète obtenue lors de l’orbite de la planète, avec seulement la lumière de l’étoile au cours de l’éclipse secondaire (lorsque l’exoplanète se trouve derrière son étoile)[réf. nécessaire].

La première atmosphère de planète extrasolaire a été observée en 2001[39]. Le sodium présent dans l’atmosphère de la planète HD 209458 b a été détecté au cours d’un ensemble de quatre passages de la planète devant son étoile. Des observations ultérieures avec Hubble (télescope spatial) ont montré une énorme enveloppe ellipsoïdale d’hydrogène, de carbone et d’oxygène autour de la planète. Cette enveloppe atteint des températures de 10 000 K. On estime que la planète perdrait 1 à 5 × 108 kg d’hydrogène par seconde. Ce type de perte d’atmosphère pourrait être commun à toutes les planètes orbitant avec des étoiles plus proches de 0,1 UA, telles que le Soleil[40]. En plus de l’hydrogène, du carbone et de l’oxygène, on pense que HD 209458 b contient de la vapeur d’eau dans son atmosphère[41],[42],[43]. De la vapeur d’eau a également été observée dans l’atmosphère de HD 189733 b[44], une autre planète géante gazeuse chaude.

En , on annonçait la détection de nuages dans l’atmosphère de Kepler-7 b[45],[46], et en , on annonçait la même chose pour dans les atmosphères de GJ 436 b et de GJ 12 14 b[47],[48],[49],[50].

Composition atmosphériqueModifier

En 2001, du sodium a été détecté dans l’atmosphère de HD 209458 b[51].

En 2008, de l’eau, du monoxyde de carbone, du dioxyde de carbone[52] et du méthane[53] ont été détectés dans l’atmosphère de HD 189733 b.

En 2013, de l’eau a été détectée dans les atmosphères de HD 209458 b, XO-1 b, WASP-12 b, WASP-17 b et WASP-19 b[54],[55],[56].

En , la NASA a annoncé avoir trouvé des atmosphères très sèches sur trois exoplanètes (HD 189733 b, HD 209458 b et WASP-12 b) orbitant autour d’étoiles similaires au Soleil[57].

En , la NASA a rapporté que HAT-P-11 b était la première exoplanète de la taille de Neptune, connue pour avoir une atmosphère relativement dégagée de tout nuage. De plus, il fut rapporté que des molécules de toute sorte avaient été trouvées sur cette si petite exoplanète, en particulier de la vapeur d’eau[58].

La présence d’oxygène peut être détectable par des télescopes terrestres[59], si l’on en trouvait, cela suggérerait la présence d’une vie photosynthétique sur une exoplanète.

En , la NASA a rapporté que WASP-33 possédait une stratosphère. L’ozone et les hydrocarbures absorbent de larges quantités de rayonnement ultraviolet, ce qui réchauffe les parties supérieures de l’atmosphère qui les contient et crée une couche d’inversion et une stratosphère. Néanmoins, ces molécules sont détruites aux températures des exoplanètes chaudes, ce qui génère un doute concernant la possibilité pour les exoplanètes d’avoir une stratosphère. Une couche d’inversion et une stratosphère ont été identifiées sur WASP-33, générées par de l’oxyde de titane, qui est un puissant absorbeur de rayonnement ultraviolet visible et qui peut seulement exister sous forme de gaz dans une atmosphère chaude. WASP-33 est l’exoplanète la plus chaude connue à ce jour, elle a une température de 3 200 °C[60] et représente environ quatre fois et demie la masse de Jupiter[61],[62].

En , il a été annoncé que le télescope spatial Hubble de la NASA avait détecté de l’hydrogène et de l’hélium (et possiblement du cyanure d’hydrogène) dans l’atmosphère de 55 Cancri e mais pas de vapeur d’eau. Il s’agit de la première fois que l’atmosphère d’une exoplanète Super-Terre a été analysée de manière fructueuse[63].

Circulation atmosphériqueModifier

La circulation atmosphérique des planètes qui effectuent des rotations plus lentes ou possèdent des atmosphères plus denses permet à davantage de chaleur de circuler jusqu’aux pôles, ce qui réduit les différences de température entre les pôles et l’équateur[64].

NuagesModifier

En , on a annoncé la détection de nuages dans l’atmosphère de Kepler-7 b[45],[46], tout comme en concernant l’atmosphère de Gliese 436 b et de Gliese 1214 b[47],[48],[49],[50].

PrécipitationsModifier

La composition des précipitations à l’état liquide (pluie) ou solide (neige) varie selon la température atmosphérique, la pression, la composition et l’altitude. Les atmosphères chaudes pourraient avoir une pluie de fer[65],[66],une pluie de verre fondu[66] et une pluie composée de minéraux rocheux tels que l’enstatite, le corindon, la spinelle et la wollastonite[67]. Dans les profondeurs de l’atmosphère des géantes gazeuses, il pourrait pleuvoir des diamants[68] et de l’hélium contenant du néon dissous[69].

Oxygène abiotiqueModifier

Il existe des processus géologiques et atmosphériques qui produisent de l’oxygène libre, ce qui suggère que la détection d’oxygène n’indique pas nécessairement la présence de la vie[70].

Les processus de la vie produisent un mélange de substances chimiques qui ne sont pas en équilibre chimique, toutefois, des processus de déséquilibre abiotique doivent également être pris en considération. La biosignature atmosphérique la plus robuste est souvent considérée comme étant de l’oxygène moléculaire (O2) ainsi que l’ozone photochimique (O3) en résultant. La photolyse de l’eau (H2O) par rayonnement ultraviolet, suivie d’une fuite hydrodynamique (en) d’hydrogène peut conduire à une accumulation d’oxygène sur les planètes proches de leur étoile, soumises à un effet de serre galopant (en). Pour les planètes situées en zone habitable, on pensait que la photolyse de l’eau serait fortement limitée par un piégeage froid (en) de vapeur d’eau dans la basse atmosphère. Cependant, l’ampleur du piégeage froid de l’H2O dépend fortement de la quantité de gaz non-condensable présents dans l’atmosphère, tels que l’azote N2 et l’argon. En l’absence de tels gaz, la probabilité de l’accumulation d’oxygène dépend également de modalités complexes sur l’historique d’accrétion, la chimie interne, les dynamiques atmosphériques et l’état orbital de la Terre. Par conséquent, l’oxygène à lui seul ne peut être considéré comme une biosignature robuste[71]. Le taux d’azote et d’argon par quantité d’oxygène pourrait être détecté en étudiant les courbes de phase (en) thermiques[72] ou par mesure par spectroscopie de la transmission des transits de la diffusion Rayleigh spectrale inclinée dans un ciel clair (c.-à-d. une atmosphère sans aérosol)[73].

Notes et référencesModifier

  1. H. Gunell, R. Maggiolo, H. Nilsson, G. Stenberg Wieser, R. Slapak, J. Lindkvist, M. Hamrin et J. De Keyser, « Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape », Astronomy and Astrophysics, vol. 614,‎ , p. L3 (DOI 10.1051/0004-6361/201832934, Bibcode 2018A&A...614L...3G)
  2. Aymeric SPIGA, « Les atmosphères planétaires UE M1 Grandes Questions Environnementales » [PDF], sur Laboratoire de météorologie dynamique, Université Pierre-et-Marie-Curie, .
  3. a b c d e f et g (en) « Sun Fact Sheet », sur nasa.gov
  4. (en-US) « Saturn's Icy Moon Enceladus », sur Universe Today, (consulté le ).
  5. (en) J. Hunter Waite, Michael R. Combi, Wing-Huen Ip et Thomas E. Cravens, « Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer: Enceladus Plume Composition and Structure », Science, vol. 311, no 5766,‎ , p. 1419–1422 (ISSN 0036-8075 et 1095-9203, PMID 16527970, DOI 10.1126/science.1121290, lire en ligne, consulté le ).
  6. Atmosphere of Mercury
  7. ESA Science & Technology: Mercury Atmosphere
  8. (en) J. Picone et J. Lean, « Global Change in the Thermosphere: Compelling Evidence of a Secular Decrease in Density », 2005 NRL Review,‎ , p. 225–227
  9. (en) H. Lewis et al., « Response of the Space Debris Environment to Greenhouse Cooling », Proceedings of the 4th European Conference on Space Debris,‎ , p. 243
  10. (en) R. Clancy, « An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere », Journal of Geophysical Research, vol. 105, no 4,‎ , p. 9553–9571 (DOI 10.1029/1999JE001089, Bibcode 2000JGR...105.9553C)
  11. (en) Bell, J et al., « Mars Reconnaissance Orbiter Mars Color Imager (MARCI): Instrument Description, Calibration, and Performance », Journal of Geophysical Research, vol. 114, no 8,‎ (DOI 10.1029/2008je003315, Bibcode 2009JGRE..114.8S92B)
  12. (en) Bandfield, J. L. et al., « Radiometric Comparison of Mars Climate Sounder and Thermal Emission Spectrometer Measurements », Icarus, vol. 225,‎ , p. 28–39 (DOI 10.1016/j.icarus.2013.03.007, Bibcode 2013Icar..225...28B)
  13. (en) Francis Reddy, « MGS sees changing face of Mars », Astronomy (en), (consulté le )
  14. (en) « Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars » (version du 30 avril 2007 sur l'Internet Archive), NASA,
  15. (en) Liu, J. et Richardson, M., « An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared », Journal of Geophysical Research, vol. 108, no 8,‎ (DOI 10.1029/2002je001921, Bibcode 2003JGRE..108.5089L)
  16. (en) Kate Ravilious, « Mars Melt Hints at Solar, Not Human, Cause for Warming, Scientist Says », National Geographic Society, (consulté le )
  17. (en) « Mars Emerging from Ice Age, Data Suggest », Space.com, (consulté le )
  18. (en) Lori K. Fenton et al., « Global warming and climate forcing by recent of albedo changes on Mars », Nature, vol. 446, no 7136,‎ , p. 646–649 (PMID 17410170, DOI 10.1038/nature05718, Bibcode 2007Natur.446..646F, lire en ligne, consulté le )
  19. a et b (en) Kate Ravilious, « Mars Warming Due to Dust Storms, Study Finds », National Geographic Society, (consulté le )
  20. (en) Philip S. Marcus et al., « Velocities and Temperatures of Jupiter's Great Red Spot and the New Red Oval and Implications for Global Climate Change », American Physical Society,‎ (Bibcode 2006APS..DFD.FG005M)
  21. (en) Sara Goudarzi, « New Storm on Jupiter Hints at Climate Change », Space.com, (consulté le )
  22. (en) Philip S. Marcus, « Prediction of a global climate change on Jupiter », Nature, vol. 428, no 6985,‎ , p. 828–831 (PMID 15103369, DOI 10.1038/nature02470, Bibcode 2004Natur.428..828M, lire en ligne [PDF], consulté le )
  23. (en) Sarah Yang, « Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear », University of California, Berkeley, (consulté le )
  24. (en) « Uranus' Atmosphere » (consulté le )
  25. http://www.agu.org/pubs/crossref/2007/2006GL028764.shtml
  26. a et b (en) « MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon », Massachusetts Institute of Technology, (consulté le )
  27. (en) James L. Elliot et al., « Global warming on Triton », Nature, vol. 393, no 6687,‎ , p. 765–767 (DOI 10.1038/31651, Bibcode 1998Natur.393..765E, lire en ligne, consulté le ).
  28. (en) « Global Warming Detected on Triton », Scienceagogo.com, (consulté le )
  29. (en) Bonnie J. Buratti et al., « Does global warming make Triton blush? », Nature, vol. 397, no 6716,‎ , p. 219–20 (PMID 9930696, DOI 10.1038/16615, Bibcode 1999Natur.397..219B, lire en ligne [PDF], consulté le )
  30. (en) Ken Croswell, « Nitrogen in Pluto's Atmosphere », (consulté le ).
  31. (en) C Hansen et D Paige, « Seasonal Nitrogen Cycles on Pluto », Icarus, vol. 120,‎ , p. 247–265 (DOI 10.1006/icar.1996.0049, Bibcode 1996Icar..120..247H)
  32. (en) C Olkin, L Young et al., « Evidence That Pluto's Atmosphere Does Not Collapse From Occultations Including The 2013 May 04 Event », Icarus, vol. 246,‎ , p. 220–225 (DOI 10.1016/j.icarus.2014.03.026, Bibcode 2015Icar..246..220O)
  33. a et b (en) Roy Britt, « Global Warming on Pluto Puzzles Scientists », Space.com, (consulté le )
  34. (en) James L. Elliot et al., « The recent expansion of Pluto's atmosphere », Nature, vol. 424, no 6945,‎ , p. 165–168 (PMID 12853949, DOI 10.1038/nature01762, Bibcode 2003Natur.424..165E, lire en ligne[archive du ] [PDF], consulté le )
  35. (en) « Postcard from Pluto » (consulté en )
  36. (en) « Pluto is undergoing global warming, researchers find », Massachusetts Institute of Technology, (consulté le )
  37. (en) E. Lakdawalla, « Pluto's atmosphere does not collapse », (consulté le )
  38. (en) Candice J. Hansen et Paige, David A., « Seasonal Nitrogen Cycles on Pluto », Icarus, vol. 120, no 2,‎ , p. 247–265 (DOI 10.1006/icar.1996.0049, Bibcode 1996Icar..120..247H, lire en ligne, consulté le )
  39. (en) David Charbonneau et al., « Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 568, no 1,‎ , p. 377–384 (DOI 10.1086/338770, Bibcode 2002ApJ...568..377C, arXiv astro-ph/0111544)
  40. Hébrard G., Lecavelier Des Étangs A., Vidal-Madjar A., Désert J.-M., Ferlet R. (2003), Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planets, Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conference Proceedings, Vol. 321, held 30 June - 4 July 2003, Institut d'astrophysique de Paris, France. Edited by Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs and Caroline Terquem.
  41. Water Found in Extrasolar Planet's Atmosphere - Space.com
  42. Signs of water seen on planet outside solar system, by Will Dunham, Reuters, Tue April 10, 2007 8:44PM EDT
  43. Water Identified in Extrasolar Planet Atmosphere, Lowell Observatory press release, April 10, 2007
  44. Press Release: NASA's Spitzer Finds Water Vapor on Hot, Alien Planet
  45. a et b (en) Jennifer Chu, « Scientists generate first map of clouds on an exoplanet », MIT, (consulté le )
  46. a et b (en) Demory, Brice-Olivier et al., « Inference of Inhomogeneous Clouds in an Exoplanet Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 776,‎ , p. L25 (DOI 10.1088/2041-8205/776/2/L25, Bibcode 2013ApJ...776L..25D, arXiv 1309.7894)
  47. a et b (en) J.D. Harrington, Donna Weaver et Ray Villard, « Release 13-383 - NASA's Hubble Sees Cloudy Super-Worlds With Chance for More Clouds », NASA, (consulté le )
  48. a et b (en) Julianne Moses, « Extrasolar planets: Cloudy with a chance of dustballs », Nature, vol. 505,‎ , p. 31–32 (PMID 24380949, DOI 10.1038/505031a, Bibcode 2014Natur.505...31M, lire en ligne, consulté le )
  49. a et b (en) Knutson, Heather et al., « A featureless transmission spectrum for the Neptune-mass exoplanet GJ 436b », Nature, vol. 505,‎ , p. 66–68 (PMID 24380953, DOI 10.1038/nature12887, Bibcode 2014Natur.505...66K, arXiv 1401.3350, lire en ligne, consulté le )
  50. a et b (en) Kreidberg, Laura et al., « Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b », Nature, vol. 505,‎ , p. 69–72 (PMID 24380954, DOI 10.1038/nature12888, Bibcode 2014Natur.505...69K, arXiv 1401.0022, lire en ligne, consulté le )
  51. (en) D. Charbonneau, T. M. Brown, R. W. Noyes et R. L. Gilliland, « Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere », The Astrophysical Journal, vol. 568,‎ , p. 377–384 (DOI 10.1086/338770, Bibcode 2002ApJ...568..377C, arXiv astro-ph/0111544)
  52. (en) M. R. Swain, G. Vasisht, G. Tinetti, J. Bouwman, P. Chen, Y. Yung, D. Deming et P. Deroo, « Molecular Signatures in the Near Infrared Dayside Spectrum of HD 189733b », The Astrophysical Journal, vol. 690, no 2,‎ , p. L114 (DOI 10.1088/0004-637X/690/2/L114, Bibcode 2009ApJ...690L.114S, arXiv 0812.1844)
  53. NASA – Hubble Finds First Organic Molecule on an Exoplanet. NASA. 19 March 2008
  54. (en) « Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds », NASA, (consulté le )
  55. (en) D. Deming, A. Wilkins, P. McCullough, A. Burrows, J. J. Fortney, E. Agol, I. Dobbs-Dixon, N. Madhusudhan, N. Crouzet, J. M. Desert, R. L. Gilliland, K. Haynes, H. A. Knutson, M. Line, Z. Magic, A. M. Mandell, S. Ranjan, D. Charbonneau, M. Clampin, S. Seager et A. P. Showman, « Infrared Transmission Spectroscopy of the Exoplanets HD 209458b and XO-1b Using the Wide Field Camera-3 on the Hubble Space Telescope », The Astrophysical Journal, vol. 774, no 2,‎ , p. 95 (DOI 10.1088/0004-637X/774/2/95, Bibcode 2013ApJ...774...95D, arXiv 1302.1141)
  56. (en) A. M. Mandell, K. Haynes, E. Sinukoff, N. Madhusudhan, A. Burrows et D. Deming, « Exoplanet Transit Spectroscopy Using WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, and WASP-19 b », The Astrophysical Journal, vol. 779, no 2,‎ , p. 128 (DOI 10.1088/0004-637X/779/2/128, Bibcode 2013ApJ...779..128M, arXiv 1310.2949)
  57. (en) J.D. Harrington et Ray Villard, « RELEASE 14–197 – Hubble Finds Three Surprisingly Dry Exoplanets », NASA, (consulté le )
  58. (en) Whitney Clavin, Felicia Chou, Donna Weaver, Ray Villard et Michele Johnson, « NASA Telescopes Find Clear Skies and Water Vapor on Exoplanet », NASA, (consulté le )
  59. (en) H. Kawahara, T. Matsuo, M. Takami, Y. Fujii, T. Kotani, N. Murakami, M. Tamura et O. Guyon, « Can Ground-based Telescopes Detect the Oxygen 1.27 μm Absorption Feature as a Biomarker in Exoplanets? », The Astrophysical Journal, vol. 758,‎ , p. 13 (DOI 10.1088/0004-637X/758/1/13, Bibcode 2012ApJ...758...13K, arXiv 1206.0558)
  60. (en) « Hottest planet is hotter than some stars » (consulté le )
  61. (en) « NASA’s Hubble Telescope Detects ‘Sunscreen’ Layer on Distant Planet » (consulté le )
  62. (en) Korey Haynes, Avi M. Mandell, Nikku Madhusudhan, Drake Deming et Heather Knutson, « Spectroscopic Evidence for a Temperature Inversion in the Dayside Atmosphere of the Hot Jupiter WASP-33b », The Astrophysical Journal, vol. 806, no 2,‎ , p. 146 (DOI 10.1088/0004-637X/806/2/146, Bibcode 2015ApJ...806..146H, arXiv 1505.01490)
  63. (en) Staff, « First detection of super-earth atmosphere », Phys.org, (consulté le )
  64. (en) A. P. Showman, R. D. Wordsworth, T. M. Merlis et Y. Kaspi, « Atmospheric Circulation of Terrestrial Exoplanets », Comparative Climatology of Terrestrial Planets,‎ , p. 277 (ISBN 978-0-8165-3059-5, DOI 10.2458/azu_uapress_9780816530595-ch12, Bibcode 2013cctp.book..277S, arXiv 1306.2418)
  65. New World of Iron Rain. Astrobiology Magazine. 8 January 2003
  66. a et b Howell, Elizabeth (30 August 2013) On Giant Blue Alien Planet, It Rains Molten Glass. SPACE.com
  67. Raining Pebbles: Rocky Exoplanet Has Bizarre Atmosphere, Simulation Suggests. Science Daily. 1 October 2009
  68. Morgan, James (14 October 2013) 'Diamond rain' falls on Saturn and Jupiter. BBC.
  69. Sanders, Robert (22 March 2010) Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere. newscenter.berkeley.edu
  70. (en) « Oxygen Is Not Definitive Evidence of Life on Extrasolar Planets », NAOJ, Astrobiology Web,‎ (lire en ligne, consulté le )
  71. (en) R. Wordsworth et R. Pierrehumbert, « Abiotic Oxygen-Dominated Atmospheres on Terrestrial Habitable Zone Planets », The Astrophysical Journal, vol. 785, no 2,‎ , p. L20 (DOI 10.1088/2041-8205/785/2/L20, Bibcode 2014ApJ...785L..20W, arXiv 1403.2713)
  72. (en) F. Selsis, R. D. Wordsworth et F. Forget, « Thermal phase curves of nontransiting terrestrial exoplanets », Astronomy & Astrophysics, vol. 532,‎ , A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201116654, Bibcode 2011A&A...532A...1S, arXiv 1104.4763)
  73. (en) B. Benneke et S. Seager, « Atmospheric Retrieval for Super-Earths: Uniquely Constraining the Atmospheric Composition with Transmission Spectroscopy », The Astrophysical Journal, vol. 753, no 2,‎ , p. 100 (DOI 10.1088/0004-637X/753/2/100, Bibcode 2012ApJ...753..100B, arXiv 1203.4018)

Voir aussiModifier

 
Il existe une catégorie consacrée à ce sujet : Atmosphère.

Sur les autres projets Wikimedia :

Lecture complémentaireModifier

Articles connexesModifier

Lien externeModifier