Chimie des atmosphères des planètes telluriques et de satellites telluriques ou de glace

Images commentées

Emmanuel Caroli

ENS Lyon - Laboratoire de Sciences de la Terre

Benoît Urgelli

ENS Lyon / DGESCO

19/06/2003

Résumé

Photographies commentées des atmosphères de Mars, Vénus, Io, Titan et Triton.


Figure 1. Photo de Vénus prise le 5 Février 1974 par la sonde Mariner 10

Photo de Vénus prise le 5 Février 1974 par la sonde Mariner 10

On observe nettement l'atmosphère épaisse de Vénus qui ne nous permet pas de distinguer le sol de la planète. On remarque également la forme en Y prise par les nuages au niveau de l'équateur signalant les vents puissants agitant l'atmosphère de Vénus. On notera enfin que la circulation de ces vents est essentiellement latitudinale.


Figure 2. Photo de Mars prise par le télescope spatial Hubble le 25 Février 1995

Photo de Mars prise par le télescope spatial Hubble le 25 Février 1995

Cette photo d'une très grande résolution montre que Mars possède une atmosphère ténue ; on peut en effet sans peine distinguer le sol martien de couleur rouge. Aux pôles, on remarque deux masses blanches qui correspondent aux calottes de glace perpétuelles. On remarque enfin que le pourtour de la planète est recouvert d'un voile laiteux interprété comme le résultat de la condensation du gaz carbonique à la surface du sol martien : c'est ce qui est appelé « brume matinale ».


Figure 3. Photos de la surface de Io prises par la sonde Galiléo le 13 Août 1996

Photos de la surface de Io prises par la sonde Galiléo le 13 Août 1996

Cette photo montre un panache volcanique qui s'élève à 100 km de la surface du satellite. Le dioxyde de soufre contenu dans les gaz volcaniques se condense aux températures régnant sur Io et forme une fine suspension « neigeuse » qui diffracte la lumière et donne cette couleur bleue au panache. Sur la droite, deux photos du volcan Ra Patera prises avec 17 ans d'intervalle montrent les changements rapides qui affectent la surface du satellite. La photo du haut a été prise en 1979 par la sonde Voyager. Celle du bas a été fournie par la sonde Galiléo le 28 Juin 1996. La photo a été prise à une distance de 972 000 km de la surface de manière à recouvrir la même surface que la première photo. On constate alors que les 40 000 km2 entourant le volcan ont complètement changé d'aspect et ont été recouverts de dépôts volcaniques.


Figure 4. Photos de la surface de Io prises par la sonde Galiléo le 13 Août 1996 Images de la surface de Mars prises par le télescope spatial Hubble les 18 Septembre et 15 Octobre 1996

Photos de la surface de Io prises par la sonde Galiléo le 13 Août 1996 Images de la surface de Mars prises par le télescope spatial Hubble les 18 Septembre et 15 Octobre 1996

Ces deux images montrent l'évolution d'une vaste tache brune qui, progressivement, pénètre au dessus de la calotte nord de Mars. L'image prise le 18 Septembre montre une tache à cheval sur la bordure de la calotte. Le 15 Octobre, le nuage de sable s'est distendu et forme un long cordon qui s'enroule autour du pôle Nord. L'existence de ces tempêtes de sable est probablement liée à la différence de température régnant à la surface des calottes et sur le sol martien plus au Sud. Ce fort gradient thermique printanier provoquerait alors des instabilités à l'origine de rapides courant d'air se dirigeant en direction du Nord. Ces derniers entraîneraient sur leur passage de grandes quantités de sable formant les taches brunes que nous observons à la surface de Mars.


Figure 5. Image de la surface de Mars prise par Viking Orbiter en Septembre 1976 dans une direction Nord - Est au niveau du Bassin d'Argyre

Image de la surface de Mars prise par Viking Orbiter en Septembre 1976 dans une direction Nord - Est au niveau du Bassin d'Argyre

On observe, sur cette vue rasante de la surface de Mars, la fine atmosphère transparente qui recouvre la planète.


Figure 6. Photo de la calotte polaire Sud de Mars prise par la sonde Viking 2 en 1976

Photo de la calotte polaire Sud de Mars prise par la sonde Viking 2 en 1976

Cette photo présente la calotte polaire Sud à son minimum d'extension (taille : 400 km) lors de l'été martien. Il s'agit exclusivement de glace de dioxyde de carbone. Les passées roses qui traversent la glace proviennent des poussières qui sont emprisonnées dans la calotte.


Figure 7. Image générale de l'hémisphère de Schiaparelli de Mars

Image générale de l'hémisphère de Schiaparelli de Mars

Cette image est une mosaïque de divers clichés. On nomme cette vue de Mars « Hémisphère de Schiaparelli » car il s'agit d'une vue centrée sur le cratère d'impact de Schiaparelli (diamètre : 450 km). On remarque, par ailleurs, dans la parte Sud que le sol martien a une teinte blanchâtre. Il s'agit d'un dépôt hivernal de neige carbonique. On distingue plus au Sud-Est une masse blanche très étendue: il s'agit de la calotte permanente de glace de carbone (CO2).


Figure 8. Vue rasante de la calotte polaire nord de Mars prise par la sonde Voyager Orbiter en 1976

Vue rasante de la calotte polaire nord de Mars prise par la sonde Voyager Orbiter en 1976

Cette calotte est formée de neige carbonique et de glace d'eau. Cette dernière est permanente et ne fond pas en été. La neige carbonique, par contre, se sublime partiellement lors des périodes les plus chaudes.


Figure 9. Image d'un glissement de terrain martien sur la bordure Sud de Valle Marineris (photo prise par la sonde Viking 1)

Image d'un glissement de terrain martien sur la bordure Sud de Valle Marineris (photo prise par la sonde Viking 1)

On notera que la bordure Nord du cratère a disparu dans le glissement de terrain. L'aspect des éboulis laisse supposer que le matériau qui a flué contenait très probablement de l'eau.


 

Figure 10. Vue générale de Titan prise par Voyager 1 le 22 Août 1980 à 4,5 millions de km du satellite

Vue générale de Titan prise par Voyager 1 le 22 Août 1980 à 4,5 millions de km du satellite

Cette image montre clairement l'atmosphère opaque et homogène de Titan formant une épaisse couverture orangé. L'hémisphère sud présente une atmosphère claire tandis que l'hémisphère nord paraît plus sombre. Aucun détail de la surface n'est visible. Parfois, il est possible de distinguer dans l'atmosphère des bandes parallèles à l'équateur.


Figure 11. Photo de Titan prise par Voyager 2 le 13 Novembre 1981

Photo de Titan prise par Voyager 2 le 13 Novembre 1981

Cette photo prise à contre jour fait apparaître un croissant orangé distant de plusieurs centaines de kilomètres au dessus de la surface de la planète : il s'agit de l'atmosphère épaisse de Titan.


Figure 12. Image rasante de Triton prise par Voyager 2 à 39 800 km de distance du satellite

Image rasante de Triton prise par Voyager 2 à 39 800 km de distance du satellite

Cette photo montre bien la fine pellicule translucide de gaz atmosphériques (13 km d'épaisseur) qui recouvre Triton. On distingue également quelques masses plus denses qui correspondent à des nuages.


Figure 13. Image rasante de Triton prise par Voyager 2 à 39 800 km de distance du satellite

Image rasante de Triton prise par Voyager 2 à 39 800 km de distance du satellite

Cette photo montre bien la fine pellicule translucide de gaz atmosphériques (13 km d'épaisseur) qui recouvre Triton. On distingue également quelques masses plus denses qui correspondent à des nuages.