Mouvements des atmosphères planétaires du système solaire

Benoît Urgelli

ENS Lyon

Vincent Daniel

ENS, Laboratoire de Météorologie Dynamique

Emmanuelle Cecchi

Benoît Urgelli

ENS Lyon / DGESCO

01/02/2000

Résumé

Dynamiques atmosphériques planétaires à partir d'images prises par le télescope Hubble, comparaison avec la dynamique terrestre.


Le site de Calvin J. Hamilton contient, en français, des images commentées et des animations scientifiques sur tous les objets du système solaire.

La version française du site de Bill Arnett, The Nine Planets, présente un survol complet de l'histoire, de la mythologie et de la connaissance scientifique du système solaire.

Ces figures commentées de mouvements atmosphériques des planètes du système solaire ont été réalisées par le télescope HUBBLE (site NASA).

Elles peuvent être comparées avec les vues satellitales dans l'IR thermique des mouvements atmosphériques terrestres (partie 7).

Tableau 1. Quelques données concernant la vitesse de rotation des planètes du système solaire ayant une atmosphère. A mettre en relation avec la géométrie des figures de déplacements atmosphériques...

Vénus

Terre

Mars

Jupiter

Saturne

Uranus

Neptune

Temps de rotation

243 jours rotation rétrograde

23,934 heures

24,622 heures

9,841 heures

10,233 heures

17,2 heures

16,3 heures


Vénus

Nuages sur Vénus

Figure 1. Nuages sur Vénus

Nuages sur Vénus

Image UV prise par le télescope Hubble le 24 janvier 1995.


Description

Image UV prise par le télescope Hubble le 24 janvier 1995 alors que Vénus était 113,6 millions de kilomètres de la Terre. De fausses couleurs ont été utilisées pour exagérer les figures nuageuses. Dans les longueurs d'onde UV, la forme des nuages est visible.

Vénus est couverte de nuages d'acides sulfuriques. Ces nuages enveloppent de façon permanente sa surface. La figure nuageuse en Y est visible près de l'équateur. Cette figure globale pourrait indiquer la présence de courants atmosphériques. Au dessus des pôles de Vénus, des nuages claires se déplacent en suivant des lignes de même latitudes. Les régions polaires sont principalement claires à cause de la présence d'une brume de petites particules recouvrant les principaux nuages. Les régions sombres correspondent à des accumulations de dioxyde de soufre près du sommet des nuages. Depuis les missions précédentes, on sait que les figures atmosphériques se déplacent d'est en ouest en suivant les vents dominants. Elles réalisent le tour complet de la planète en 4 jours.

Comme Vénus est plus près du Soleil que la Terre, elle présente vue de la Terre, des phases comme la Lune. Lorsque Vénus se rapproche de la Terre, le disque semble s'agrandir mais il passe d'un disque plein à un croissant.

La rotation rétrograde de Vénus

Contrairement à toutes les autres planètes, Vénus tourne sur elle-même dans le sens horaire et dextre lentement. Ces anomalies de rotation n'ont pas d'explication absolument convaincante.

Certains croient qu'une violente collision entre Vénus et un embryon de planète au début de l'histoire du système solaire aurait pu inverser le sens de rotation. Cette hypothèse se heurte à une difficulté de taille puisque l'orbite de Vénus est proche d'un cercle parfait (excentricité orbitale de 0.007). On imagine mal comment une collision violente aurait pu conserver une orbite quasi circulaire.

D'autres pensent qu'il s'agit d'un effet de résonance gravitationnelle entre la Terre et Vénus. On constate que chaque fois que Vénus passe entre le Soleil et la Terre, c'est la même hémisphère de Vénus qui est orientée vers la Terre. De plus, cette configuration entre Soleil, Terre et Vénus se produit régulièrement. Les scientifiques pensent qu'il s'agit d'un effet de résonance gravitationnelle mais personne ne comprend le mécanisme exact qui en serait la cause.

Mars

L'atmosphère martienne

Figure 2. L'atmosphère martienne

L'atmosphère martienne

Image prise par la sonde spatiale Viking orbiter en septembre 1976.


Cette image a été prise par la sonde spatiale Viking orbiter en septembre 1976. Elle montre la bande étroite correspondant à l'atmosphère martienne. Cette image est à comparer avec les vues de la navette spatiale de l'atmosphère terrestre.

Cyclone polaire sur Mars

Figure 3. Cyclone polaire sur Mars

Cyclone polaire sur Mars

Images Hubble réalisées le 27 avril 1999.


Ces images ont été prises par le télescope Hubble le 27 avril 1999.

À gauche : Image à 410 nm (lumière bleue) d'une tempête polaire sur Mars (65°N, 85°W). Le cyclone mesure 1600 km de diamètre. Comparer avec les cyclones terrestres.

Au sommet de l'image, on observe la calotte polaire résiduelle car estivale. Dans les régions équatoriales, aux latitudes moyennes de l'hémisphère nord et dans la région polaire sud, on observe une ceinture de nuages de glace. À l'ouest, le volcan Ascraeus Mons (400km de diamètre, 25 km d'altitude) est visible sous la forme d'un point sombre enfoui sous les nuages.

En haut, à droite  : Vue redressée par rapport à l'image précédente. Cette image en couleur du pôle nord montre la localisation de la dépression. Cette vue couvre la région nord au dessus de 45° de latitude. Ces données en couleur composite (410, 502, et 673 nm) montrent que la tempête ne contient pas de poussières et est donc essentiellement formée par des nuages de glaces.

En bas, à droite  : Vue montrant des détails de la spirale cyclonique (65°N, 85°W).

Mars au printemps


Cette vue prise le 25 février 1995 est l'image la plus claire jamais prise à partir de la Terre. Elle est surpassée seulement par les prises de vues rapprochées renvoyées par les sondes spatiales qui ont visitées la planète. Mars se trouvait alors à une distance de 103 millions de kilomètres.

Dans l'hémisphère nord de Mars, au printemps, la majeure partie du dioxyde de carbone gelé autour de la calotte permanente d'eau glacée s'est sublimé et la calotte est revenue à son noyau solide d'eau glacée. Des nuages matinaux apparaissent le long du bord ouest (gauche) de la planète. Ils se forment au cours de la nuit quand la température martienne chute rapidement et que l'eau dans l'atmosphère gèle pour former des nuages de cristaux de glace.

S'élevant à 25 kilomètres (16 milles) au-dessus des plaines environnantes, le volcan Ascraeus Mons pointe au dessus de la plate-forme de nuages près du bord ouest. Le canyon Valles Marineris se trouve dans la partie inférieure gauche.

Calottes polaires

Figure 5. Calotte polaire Nord de Mars

Calotte polaire Nord de Mars

Figure 6. Calotte polaire Sud de Mars

Calotte polaire Sud de Mars

La figure 5 correspond à une vue oblique de la calotte polaire nord de Mars. Cette calotte est probablement constituée d'eau gelée. En été, la calotte visible est essentiellement constituée de glace d'eau. C'est la calotte permanente ou restreinte. En hiver, une couche de neige et de givre de dioxyde de carbone et d'eau recouvre cette calotte mais également le sol autour de la calotte permanente. La superficie de la calotte parait donc plus importante en hiver.

La figure 6 est une photographie de la calotte polaire sud de Mars. Cette calotte a ici sa dimension minimale (400 kilomètres). Contrairement à la calotte nord, elle est constituée en permanence de dioxyde de carbone gelé. La couche de neige et de givre carbonique apparaît rougeâtre car elle contient des poussières.

Tempêtes de poussières sur Mars

Figure 7. Photographies de tempêtes de poussières sur Mars

Photographies de tempêtes de poussières sur Mars

Photographies prises par Hubble les 27 juin 1997 (gauche) et 9 juillet 1997 (droite).


La figure 7 est constituée d'images prises par le téléscope Hubble le 27 juin 1997 (à gauche) et le 9 juillet 1997 (à droite).

Elles montrent la dissipation d'une vaste tempête de poussières durant les 12 jours qui séparent les deux observations.

Ces images montrent également comment les conditions atmosphériques peuvent changer rapidement sur Mars.

On peut ici apprécier les conditions météorologiques près de Ares Vallis où la sonde Pathfinder de la NASA s'est posé le 4 juillet 1997. Les photographies de la région équatoriale ont été construites à partir des images du dessus. La croix verte indique le site d'atterrissage de Pathfinder .

On observe sur ces vues les changements atmosphériques sur Mars. Sur l'image du 27 juin, l'extrémité Est du canyon Valles Marineris commence à être éclairée par la lumière du jour. Le canyon est rempli de poussières jaunâtres. Ces poussières sont confinées dans le canyon profond de 8 km et qui s'étend sur des centaines de kilomètres de long. L'estimation de la quantité de poussières dans la tempête montre que 96% de la lumière solaire n'atteint pas la surface martienne et est bloquée par le nuage de poussières.

Sur l'image du 9 juillet, la poussière a sédimenté dans le canyon. Il n'en reste plus que 10 à 20% de la quantité visible sur l'image du 27 juin. Dans la région polaire, un courant de poussières est visible. Il s'étend vers le sud sur 1200 km depuis les dunes de sables qui entourent les glaces de la calotte polaire Nord.

Tempêtes de poussières au printemps, pôle Nord martien

Figure 8. Photographies de tempêtes de poussières au printemps, pôle Nord martien

Photographies de tempêtes de poussières au printemps, pôle Nord martien

Photographies prises par Hubble les 18 septembre et 15 octobre1995.


La figure 8 correspond à des images prises par Hubble le 18 septembre et le 15 octobre 1996. Mars est à plus de 300 millions de kilomètres de la Terre.

On observe une tempête de poussières au dessus de la calotte polaire nord. Cette tempête polaire est probablement la conséquence des fortes différences de températures entre la glace polaire et les régions sombres plus au sud qui sont réchauffées par le Soleil du printemps. L'augmentation de l'intensité de la lumière solaire est à l'origine de la sublimation de la glace polaire qui perd ainsi de son volume.

En haut (18 Septembre 1996): la tache couleur saumon au dessus de la calotte polaire est une tempête de 1000 kilomètres de long. Les poussières sont également visibles au dessus de la surface martienne autour de la calotte. Ces poussières sont entraînées vers l'est par un courant atmosphérique. Des nuages blancs sont visibles dans les latitudes basses au dessus du volcan Olympus Mons (sans activité).

En bas (15 Octobre 1996) : Bien que la tempête se soit dissipée au mois d'octobre, une tache en forme de virgule est visible au dessus de la calotte polaire. Sa forme est semblable à celle des fronts froids terrestres associés aux systèmes de basses pressions. L'extension de la calotte diminue vers le nord de 200 km entre le 18 septembre et le 15 octobre car c'est une période de printemps. Remarques : Pour comparer plus facilement les deux vues, des projections centrées sur le pôle nord géographique de Mars ont été réalisées. Ces cartes sont orientées avec 0° de longitude et on a représenté des méridiens tous les 45°. La longitude augmente dans le sens horaire. Les cercles de latitude sont représentés pour 40, 60, et 80° de latitude nord.

Ce type de surveillance météorologique a contribué à la préparation de la mission d'atterrissage de NASA-Pathfinder en juillet 1997 et de l'arrivée de Mars Global Surveyor orbiter en septembre 1997.

Couverture nuageuse sur Mars au début de l'été


Les images de la figure 9 ont été prises en 1997 par le téléscope NASA Hubble. Elles sont centrées à 94° de longitude et 23°N de latitude. Mars est ici à 100 millions de kilomètres de la Terre et la résolution des images au centre du disque est de 22 kilomètres par pixel. L' image couleur est construite à partir de trois images prises dans le rouge (673 nm), le vert (502 nm) et le bleu (410 nm). L' image de droite , en lumière bleu uniquement, montre des détails de la structure des nuages et ressemble d'asse près aux images météorologiques terrestres.

C'est le début de l'été dans l'hémisphère nord. La calotte transitoire de glaces d'eau et de CO2 s'est retirée vers 80°N de latitude. Sa taille est alors équivalent au tiers de la taille qu'elle présente en hiver, saison pendant laquelle elle est principalement formée de dioxyde de carbone gelé. La calotte polaire est entourée de dunes de sables sombres. Une ceinture de nuages de glace est présente autour de l'hémisphère nord.

Au moment de la prise de vue, la planète est à son point d'éloignement maximum par rapport au Soleil. L'été a donc été froid. Le faible rayonnement solaire a entraîné des conditions de froid atmosphérique favorables à la formation de nuages de glace. Ces nuages contribuent aussi à l'abaissement des températures atmosphériques. En effet, la glace se formant autour de poussières atmosphériques, il se produit une chute des poussières sur le sol martien. L'absorption du rayonnement solaire par les poussières est donc amoindrie. Le réchauffement de l'atmosphère est donc moins important dans ces conditions.

Quatre immenses volcans éteints (Tharsis Montes) sont visibles à travers les nuages sous la forme de points sombres. Le canyon Valles Marineris, en bas à droite, s'étend sur la moitié est de l'image. Le site d'atterrissage de Pathfinder est à proximité de l'extrême Est de l'image.

Jupiter

Tempête ancienne sur Jupiter

Figure 10. Jupiter, photographies montrant une tempête

Jupiter, photographies montrant une tempête

Photographies prises par le télescope Hubble entre 1992 et 1999.


Lorsque les astronomes du XVIIe siècle ont tourné pour la première fois leur téléscope en direction de Jupiter, ils ont remarqué la présence d'une tache rougeâtre à la surface de la planète géante. Plus de 300 ans plus tard, cette énorme tache rouge est encore présente dans l'atmosphère de Jupiter.

Cette tache dans l'hémisphère sud de Jupiter est une vaste tempête ayant un mouvement semblable à celui d'un cyclone. À la différence d'une dépression cyclonique dans la Mer des Caraïbes, la rotation de la tache rouge se fait dans le sens horaire, ce qui montre qu'il s'agit d'un système de hautes pressions. Les vents atteignent ici une vitesse de 270 mph.

Cette tache rouge est la plus importante tempête du système solaire, avec un grand axe de 15 400 miles (presque deux fois le diamètre de la Terre et un sixième du diamètre de Jupiter. La durée de vie considérable de cette tempête est à mettre en relation avec le fait que Jupiter est une planète gazeuse. Il n'y a pas de surface solide susceptible de dissiper l'énergie de la tempête, comme dans le cas des cyclones terrestres.

Comme le montrent les images ci-contre obtenues par le téléscope Hubble entre 1992 et 1999, la taille, la forme et la couleur de cette tempête varient. À cause de l'absence de surface solide, Jupiter est un véritable laboratoire expérimental : on peut y étudier les mouvements atmosphériques dans des conditions très différentes de celles qui existent sur Terre. Néanmoins, aux endroits où l'atmosphère terrestre se trouve au dessus d'un océan profond, les conditions sont comparables à celles de l'atmosphère profonde de Jupiter.

Saturne

Tempête sur Saturne

Figure 11. Saturne, photographies montrant une tempête

Saturne, photographies montrant une tempête

Photographie prises par le télescope Hubble le 1ier décembre 1994.


Image par le téléscope NASA Hubble le 1er décembre 1994. Saturne était alors à 904 millions de miles de la Terre. Cette image est une composition d'images prises à l'aide de différents filtres colorés pendant un intervalle de temps de 6 minutes. On obtient ainsi une image de la planète en "vraies couleurs".

Cette image montre une tempête près de l'équateur en forme de pointe de flèche blanche. La forme et la taille de la tempête ont changé légèrement depuis sa découverte en septembre 1994. L'extension est-ouest de cette tempête correspond au diamètre de la Terre. Hubble apporte des détails sur les vents dominants dans la tempête. Cette tempête est produite par une remontée d'air chaud. Les vents dominants entraînent l'apparition d'un coin sombre qui déforme le côté ouest (gauche) du nuage clair central. Ces vents qui déplacent la tempête vers l'est ont des vitesses de 1000 mph.

Au nord de la tempête, les nuages sont entraînés vers l'ouest par les vents de hautes latitudes. Les vents à la latitude de la tempête s'écoulent également par la partie nord de la dépression. Il se forme une seconde perturbation à l'origine des petits nuages blancs, à l'est du centre de la tempête. Les nuages sont constitués de cristaux d'ammoniaque formés au cours des flux ascendants de gaz chauds.

Hubble a déjà observé une tempête similaire en septembre 1990. Elle constitue une des trois tempêtes majeures observées sur Saturne au cours des deux dernières siècles. Ces événements sont séparés par 57 ans, soit approximativement 2 années pour Saturne. Ces tempêtes semblent donc cycliques et se produisent en période hivernale dans l'hémisphère Nord. Les scientifiques n'ont pas d'explication concernant la périodicité apparente des tempêtes sur Saturne.

Uranus

Mouvements atmosphériques sur Uranus

Figure 12. Mouvements atmosphériques sur Uranus

Mouvements atmosphériques sur Uranus

Photographie prises par le télescope Hubble le 14 août 1994.


Images prises par le télescope NASA Hubble de la planète Uranus, le 14 août 1994. Uranus était alors à 2.8 milliards de kilomètres de la Terre. C'est une des quatre planètes gazeuses du système solaire. Ses caractéristiques sont mal connues.

Hubble a observé la planète à travers un filtre sensible à la lumière réfléchie par les nuages de hautes altitudes.

On observe une brume de haute altitude au dessus du pôle sud et une paire de nuages de hautes altitudes de 4300 et 3100 km de long. Cette séquence d'images montre comment les nuages A et B tournent avec la planète pendant les 3 heures qui séparent la première et la deuxième image et les 5 heures qui séparent les deux dernières images. Ces mouvements pourraient s'expliquer par l'existence de vents dans la haute atmosphère.

Ces observations de mouvements de nuages ont permis aux astronomes de faire de nouvelles estimations de la période de rotation d'Uranus. Elle termine une rotation sur elle-même toutes les 17 heures 14 minutes.

Sa période de révolution autour du Soleil est de 84 ans et son pôle Sud pointe pendant la quasi-totalité de cette période vers le Soleil. Grâce à la haute résolution des images Hubble, on pourra suivre sur plusieurs années les changements saisonniers dans l'atmosphère d'Uranus. Ces changements devraient être inhabituels étant donné l'inclinaison importante de l'axe de rotation d'Uranus.

Neptune

Nuages sur Neptune

Figure 13. Nuages sur Neptune

Nuages sur Neptune

Photographie prises par le télescope Hubble en 1995.


Images prises le 10 octobre , le 18 octobre et le 2 novembre 1995 par le téléscope NASA Hubble. Elles ont été réalisées en utilisant différents filtres colorés dans le visible et le proche IR. Neptune était alors à 4,5 billions de kilomètres de la Terre.

Neptune, découverte en 1846, dont le diamètre correspond à 4 fois celui de la Terre, est la plus éloignée des planètes géantes. Elle possède une dynamique atmosphérique qui peut varier en l'espace de quelques jours.

La différence de température entre la source de chaleur interne à la planète et le sommet des nuages (-260°F) déclenche des instabilités atmosphériques de grande ampleur. En plus de l'hydrogène et de l'hélium, l'atmosphère de Neptune est composée de méthane, d'éthane et d'acétylène. L'absorption par le méthane des longueurs d'onde rouges expliquent la coloration globalement bleue de Neptune. Les figures roses sont des nuages de cristaux de méthane à très hautes altitudes. Leur teinte rose est due à la prise de vue dans le proche IR. Ils apparaissent blanc en lumière visible.

Tempêtes sur Neptune

Figure 14. Nuages sur Neptune

Nuages sur Neptune

Photographie prises par le télescope Hubble en 1995.


Images de Neptune réalisées par le télescope Hubble. Ces deux images Hubble prises le 13 août 1996 permettent d'illustrer la dynamique de l'atmosphère de Neptune dans ses deux hémisphères.

La couleur bleue prédominante est le résultat de l'absorption du rouge et de l'infrarouge par le méthane atmosphérique. Les nuages blancs s'élèvent au dessus des endroits où l'absorption par le méthane est forte. Les nuages les plus hauts apparaissent en jaune-rouge.

Un courant équatorial puissant avec des vents soufflant à 900 mph est centré sur la partie bleue sombre au sud de l'équateur. La ceinture verte au sud est une région où l'atmosphère absorbe la lumière bleue.

Sur Neptune, des tempêtes de la taille de la Terre vont et viennent de façon régulière.

Le moteur des mouvements atmosphériques sur Neptune est un mystère étant donné que le rayonnement solaire est 900 fois plus faible que sur la Terre.

Terre

Nuages sur Terre, juillet 1998


Sur les images en Infra-Rouge thermique, la distinction entre les continents et les océans se fait aisément. Si la surface n'est pas recouverte de nuages, la couleur du pixel est directement proportionnelle à la température de la surface. Les océans possèdent une forte capacité calorifique alors que les surfaces terrestres n'emmagasinent pas la chaleur. Les premiers ne sont pas marqués par une forte variation de leur température durant une journée alors que les secondes voient parfois leur température fluctuer de 30 degrés en 24 heures. Ainsi le lever du soleil à l'Est est marqué par le noircissement des surfaces continentales (Arabie puis Afrique du Nord). On remarquera que les océans ne changent pas de teintes. La différence de température entre terres et océans est particulièrement marqué sur les cotes du Maroc et de la Mauritanie car les sols sont très chauds la journée et l'océan est particulièrement froid ( upwelling de Mauritanie qui enrichit les eaux en nutriments). Ce contraste induit une circulation atmosphérique à petite échelle dite brise thermique.

Cumulonimbus

Figure 16. Exemple du Cumulonimbus

Exemple du Cumulonimbus

Au voisinage de L'équateur, on observe d'importantes formations nuageuses. Elles sont très visibles en Infra Rouge thermique inverse, ce qui signifie que ces nuages sont très froids et donc très hauts. Ce sont des cumulonimbus résultant de la forte convection qui a lieu au dessus du continent sud-africain à cette saison. Ils peuvent culminer à 15 km d'altitude. On remarque que la convection est la plus intense environ 5 à 15 degrés au Nord de L'équateur géographique. Du fait de l'inclinaison de la Terre durant l'été dans l'hémisphère nord, la zone qui reçoit le plus de chaleur de la part du soleil se trouve en effet au voisinage de 10 degrés de latitude Nord. Ces cellules nuageuses ne s'enroulent pas comme celles des latitudes plus élevées. En effet, au voisinage de L'équateur, l'écoulement atmosphérique est soumis à une force de Coriolis quasiment nulle (la force de Coriolis est proportionnelle à la latitude) contrairement aux plus hautes latitudes. Cette force dévie les particules fluides vers la droite dans l'hémisphère Nord et impose des structures en spirale à haute latitude.

Cirrus

Figure 17. Exemple de Cirrus

Exemple de Cirrus

Les cirrus sont des nuages de très haute altitude, s'échappant des cumulonimbus.


Enfin ces masses nuageuses se déplacent vers l'Ouest, ce qui s'explique par la présence des alizés dans la zone tropicale. À partir de la fin du mois d'août et jusqu'à la moitié du mois d'Octobre, les paquets nuageux que l'on voit au dessus du Golf de Guinée peuvent atteindre les côtes américaines en s'amplifiant. On parle alors de dépression tropicale ou de cyclone.

Pour qu'un cyclone se crée, il faut un fort contraste entre la température de l'océan et celle de l'atmosphère. Ainsi, la formation d'un cyclone nécessite une température de l'océan supérieure à 26 degrés. Les zones de transitions entre régions tropicales et régions tempérées se situent aux alentours de 30 degrés. Dans l'hémisphère Nord, il s'agit notamment du Sahara. C'est une zone sèche sans nuages à fort albédo. Les seuls nuages présents au-dessus de l'Afrique du Nord sont des cirrus (très visibles en IR thermique car très froids). Ils s'échappent du sommet des cumulonimbus au dessus de la Mauritanie et sont advectés vers le Nord-Est. Ils atteignent la Tunisie. Ce flux vers le Nord est dû à la présence d'une cellule de Hadley .

Cette cellule est un rouleau qui transporte de l'énergie depuis les régions excédentaires (zone convective du centre de l'Afrique) vers les régions déficitaires des deux hémisphères. En Juillet, c'est l'hémisphère Sud qui est le plus déficitaire en énergie, si bien que la cellule de Hadley y est la plus intense.

Nuages sur Terre, janvier 1998


En janvier , c'est dans l'hémisphère Nord que la cellule de Hadley est importante. Le voile de cirrus sur l'Afrique du Nord atteint parfois l'Égypte. Ces cirrus ne dépassent pas le Nord de l'Afrique car la subsidence induite par la branche descendante de la cellule de Hadley provoque un réchauffement de la masse d'air dont la pression de vapeur saturante augmente. En altitude, on observe un courant allant vers le Nord qui est dévié vers l'Est par la force de Coriolis.

Aux latitudes moyennes, on observe des enroulements qui tournent dans le sens trigonométrique direct au Nord et indirect au sud. Ces enroulements sont les dépressions qui affectent nos régions tempérées. Ils se déplacent vers l'Est dans les 2 hémisphères montrant le régime de vents d'Ouest de ces latitudes. L'enroulement circulaire est l'effet de la rotation de la Terre qui dévie vers la droite dans l'hémisphère nord les écoulements qui vont des hautes pressions (anticyclones) vers les basses pressions (dépressions). À très grande échelle, les trajectoires des particules deviennent des cercles autour des basses pressions. Au dessus de l'Atlantique Sud, on distingue le flux de perturbations qui traverse d'Ouest en Est le continent. Cette activité est forte durant l'hiver. En effet, ces perturbations dites baroclines ont pour fonction de transférer de la chaleur aux hautes latitudes déficitaires en énergie. Ce mécanisme doit être d'autant plus fort que l'on est dans l'hémisphère d'hiver. Les dépressions ont des tailles considérables (10.000 km) et on remarque la vitesse élevée à laquelle elles se déplacent. L'absence de terres autour de l'Antarctique favorise la formation d'un fort courant d'Ouest autour de ce continent (quarantièmes rugissants).

Trajectoires de particules atmosphériques


La figure 19 montre les trajectoires de particules durant 10 jours. On voit que la grande majorité des particules ont un mouvement quasi zonal et qu'elles effectuent un tour rapidement. Enfin, on notera que la pointe Sud de l'Afrique est totalement dénuée de nuages. Ceci montre la présence de la branche descendante de la cellule de Hadley, renforcée par le courant de retour de la mousson indienne Au-dessus de l'Europe, l'activité de ces ondes baroclines est plus faible car il s'agit de l'hémisphère d'été. Ainsi l'extension des dépressions est beaucoup plus faible. On pourra par exemple comparer la dépression qui se forme dans le Golfe de Gascogne avec celles circulant à l'Ouest de l'Afrique.