Atmosphère

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Posté par talos 19/03/2009 @ 15:12

Tags : atmosphère, environnement

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Atmosphère de Vénus

Nuage de l'atmosphère de Vénus révélés par ultraviolet. La forme en V caractéristique des nuages est dû aux vents plus rapides soufflant à l'équateur.

Nuage de l'atmosphère de Vénus révélés par ultraviolet. La forme en V caractéristique des nuages est dû aux vents plus rapides soufflant à l'équateur.

L’atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhaïl Lomonossov. Elle est plus dense et épaisse que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 K (soit environ 470°C) et 93 bar. Des nuages opaques fait d'acide sulfurique se trouvent dans l'atmosphère, rendant l'observation optique de la surface impossible. Les informations concernant la topographie de Vénus ont été obtenue exclusivement par image radar. Les principaux gaz atmosphériques de Vénus sont le dioxyde de carbone et l'azote. Les autres composants sont présents seulement sous forme de traces.

L'atmosphère de Vénus est en état de super-rotation. La totalité de l'atmosphère accompli une circumvolution de la planète en seulement quatre jours terrestres, plus rapide que le jour sidéral de Vénus de 243 jours terrestres. Les vents soufflent à près de 100 m/s. Près des pôles se trouvent une structure anticyclonique appelés vortex polaires. Chaque vortex à deux centres et présente une forme en S caractéristique.

Contrairement à la Terre, Vénus n'a pas de champs magnétique. C'est l'ionosphère qui sépare l'atmosphère de l'espace et du vent solaire. Cette couche ionisée protège Vénus du champ magnétique stellaire, donnant la Vénus un environnement magnétique distinct. Les gaz plus légers dont l'eau sont continuellement détruis par le vent solaire traversant la magnétosphère. On pense actuellement que l'atmosphère de Vénus était, il y a quatre milliards d'année, semblable à celle de la Terre avec de l'eau liquide à la surface. L'effet de serre peut avoir été causé par l'évaporation de l'eau ce qui aurait ensuite entrainé l'augmentation de la quantité d'autres gaz à effet de serre.

Malgré les conditions difficiles existantes à la surface, la pression et la température atmosphérique à environ 50 km au-dessus de la surface de la planète sont presque les mêmes que celles de la la Terre, faisant de sa haute atmosphère la zone la plus semblable à la terre dans le système solaire, même plus que la surface de Mars. Du fait de la similarité de pression et de température et du fait que l'air tel que nous le respirons (21% oxygène, 78% azote) est un gaz surnageant sur Vénus de la même façon que l'hélium sur Terre, la haute atmosphère a été proposé comme point de départ pour l'exploration et la colonisation de la planète.

L'atmosphère de Vénus est principalement composée de dioxyde de carbone, avec un peu d'azote et des traces d'autres éléments. La quantité d'azote dans l'atmosphère est relativement petite par rapport à la quantité de dioxyde de carbone, mais puisque l'atmosphère vénusien est plus épais que l'atmosphère terrestre, la quantité d'azote totale est quatre fois supérieur à celle de la Terre (ou l'azote représente 78% de l'atmosphère).

L'atmosphère contient de petites quantités de composants intéressant, tel que des molécules basées sur l'hydrogène, comme le chlorure d'hydrogène (HCl) et le fluorure d'hydrogène (HF). Il y a aussi du monoxyde de carbone, de la vapeur d'eau et aussi de l'oxygène moléculaire., Une grande partie de l'hydrogène de la planète semble s'être échapé dans l'espace, le reste ayant formé de l'acide sulfurique (H2SO4) et du sulfure d'hydrogène. Par conséquent, l'hydrogène se trouve en quantité relativement limitée dans l'atmosphère vénusien. La perte de quantités significatives d'hydrogène est prouvée par un ratio D/H très élevée dans l'atmosphère. Le ratio est de 0.025, ce qui est plus élevé que le ratio terrestre de 1.6×10-4. De plus, dans la haute atmosphère de Vénus le ratio D/H est 1.5 fois plus important que partout ailleurs sur la planète.

L'atmosphère est divisée en plusieurs sections suivant l'altitude. La partie la plus dense, la troposphère, commence à la surface et s'étend jusqu'à près de 65 km. À la surface les vents sont lents, mais au plus haut de la troposphère la température et la pression sont similaires à celle de la Terre et les nuages vont à la vitesse de 100 m/s.

La pression atmosphérique à la surface de Vénus est 92 fois plus importante que sur Terre, où une telle pression n'existe qu'à 910 mètres sous la surface des océans. La masse atmosphérique est de 4.8×1020 kg, soit 93 la masse de l'atmosphère terrestre. La pression à la surface de Vénus est si élevée que le dioxyde de carbone n'est techniquement plus un gaz, mais un fluide supercritique. La densité de l'air à la surface est de 67 kg/m3, ce qui est 6,5% que l'eau liquide sur Terre.

La grande quantité de CO2 combiné à la vapeur d'eau et le dioxyde de soufre crée un fort effet de serre, retenant l'énergie solaire et augmentant le température à la surface à près de 740 K (467°C), ce qui fait de Vénus la planète la plus chaude du système solaire, bien que la planète ne reçoivent que 25% de l'énergie solaire reçu par Mercure. La température moyenne se situe aux environs des points de liquéfaction du plomb 600 K (327°C), de l'étain 505 K (232°C), et du zinc 693 K (420°C). L'épaisse troposphère réduit aussi la différence de température existant entre le jour et la nuit, bien que la rotation rétrograde de la planète crée un jour solaire de 116.5 jours terrestres. La surface de Vénus reste 58.3 jours dans l'obscurité avant que le soleil ne se lèvent à nouveau au travers des nuages.

La troposphère de Vénus contient 99% de la masse de l'atmosphère. 90% de l'atmosphère de Vénus se trouve entre la surface et 28km de haut, en comparaison, 90% de l'atmosphère de la Terre se trouve en la surface et 10km de haut. Les nuages, se trouvant sur la face plongée dans la nuit vénusienne, peuvent s'élever à 80 km au dessus de la surface.

La région de la troposphère la plus similaire à la Terre est proche de la tropopause—la frontière entre la troposphère et la mésosphère qui se trouve à environ 50 km de haut. D'après les sondes Magellan et Venus Express, la région comprise entre 52.5 et 54 km a une température allant de 293 K (20 °C) à 310 K (37°C), et la région supérieur à 49.5 km a une pression atmosphérique correspondant à la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer. Les 50 à 54 km au dessus de la surface serait donc l'endroit ou les installations permettant une exploration habitée de la planète ou l'établissement d'une colonie serait les plus faciles car un vaisseau habitée serait capable de compenser les différences de températures et de pressions.

La couche nuageuse vénusienne effectue une rotation complète (le tour de la planète) en 4,2 jours terrestres. Ce mouvement de convection naturelle, qui s'effectue d'est en ouest (c'est donc un mouvement rétrogrades au sens ou les vents soufflent dans la direction inverse de la rotation de la planète), est appelé super-rotation. Ces vents sont créés par le le gradient barométrique et les forces centrifuges causant des flux zonaux (En comparaison, la circulation de l'atmosphère terrestre est générée par l'équilibre géostrophique). Le mouvement de super-rotation s’amorce vers 10 km d'altitude, puis s’amplifie régulièrement jusqu’à 65 km, où les vents à l'équateur atteignent des vitesses de l'ordre de 540 km/h. À partir de là, la vitesse des vents décroît de 3 m/s par km pour s’annuler vers 95 km. De même elle décroit suivant la latitude, atteignant probablement zéro aux pôles.

En d'autre mots, ces vents font le tour de la planète plus rapidement qu'elle ne tourne sur elle même (cinquante fois plus vite que le sol). Toutefois au niveau du sol les vents n'atteignent pas plus de quelques kilomètres par heure (généralement moins de 2 m/s), mais du fait de la densité importante de l'atmosphère (un dixième de celle de l'eau à la surface) cette vitesse est suffisante pour éroder, et déplacer de la poussière et des rochers comme le ferait un ruisseau à une tel vitesse sur Terre.

Cette super-rotation a probablement influé la rotation de Vénus. En effet, la masse atmosphérique de Vénus est de l'ordre du dix-millième de la masse de la planète. Il y aurait eu un échange de vitesse entre la planète et son atmosphère pour conserver le moment cinétique total.

De plus la température est quasiment constante et uniforme à la surface de la planète (sur la face éclairée comme sur la face cachée), assurée par les vents qui la balayent et qui permettent une répartition uniforme de la chaleur. Ceci explique donc l'écart si faible entre les températures observables. Ainsi, pendant les nuits vénusiennes d’environ 58 jours (terrestres), la température diminue très peu. Toutefois, il n'en est pas de même en altitude, où l'atmosphère est beaucoup plus légère : à 100 km, la température varie quand même de +29°C le jour à -143°C la nuit.

L'air chaud remonte au niveau de l'équateur, là ou le réchauffement solaire se concentre, et afflue aux pôles. Ce phénomène est appelés la Cellules de Hadley. Toutefois ce phénomène est limité au delà de ±60° de latitudes. Là, l'air commence à redescendre vers l'équateur sous les nuages. Cet interprétation de la circulation de l'air est prouvé par la distribution du monoxyde de carbone aux alentours de ±60° de latitudes. Plus au nord un autre type de circulation est observé. Il y a, au niveau des latitudes comprises entre 60°–70°, des "cols polaires". Ils sont caractérisés par des températures allant de 30 à 40 K ce qui est relativement bas par rapport à d'autres latitudes. De tels températures sont probablement dues à un rafraîchissement adiabatique.

Des structures étranges connues sous le nom de vortex polaires ont été observées. Ce sont des tempêtes semblables à des ouragans géants (quatre fois plus grands que leurs analogues terrestres). Chacun de ces vortex a deux centres autours desquels ils tournent prenant la forme d'un "S". De tels structures sont appelés des dipôles polaires. Les vortex tournent sur une période d'environ 3 jours dans le sens de la super-rotation de l'atmosphère. La vitesse des vents est de 35–50 m/s sur leurs bords extérieurs et de zéro aux pôles. La température au sommet des nuages constituant les vortex est de près de 250 K (−23°C).

Le premier vortex de Vénus (celui du pôle Nord) fut découvert par la mission Pioneer Venus en 1978.Le deuxième vortex de Vénus (au pôle Sud) fut découvert en 2006 par Venus Express.

La mésosphère de Vénus s'étend de 65 km à 120 km de haut, et la thermosphère commence à environ 120, atteignant probablement la limite supérieur de l'atmosphère (exosphère) entre 220 et 350 km. L'exosphère est la partie de l'atmosphère ou les collisions entre particules sont rares, considérées comme négligeables.

La mésosphère de Vénus peut être divisé en deux couches: la plus basse, de 62 à 73 km et la couche supérieur entre 73 et 95 km. Dans la couche basse la température est presque toujours de 230 K (−43°C). Cette couche coïncide avec la couche nuageuse supérieur. Dans la seconde couche la température recommence à baisser atteignant 165 K (−108°C) à l'altitude de 95 km, ou là mésopause commence. C'est la région la plus froide de l'atmosphère vénusienne durant le jour.

La circulation dans la haute mésosphère et la thermosphère de Vénus est complètement différente de la circulation dans la basse atmosphère. Aux altitudes de 90–150 km l'air vénusien se déplace de la partie ensoleillé vers la partie situé dans l'obscurité, avec la remonée de l'air du côté éclairée et une chute de l'air du côté sombre. Le courant descendant de la partie sombre entraine un réchauffement adiabatique de l'air, ce qui forme une couche chaude dans la partie nocturne de la mésosphère aux altitudes de 90–120 km. La température dans cette région (—230 K soit −43°C) est plus élevée que la température que l'on trouve ailleurs dans la termosphère (—100 K soit −173°C). L'air provenant de la face éclairée de la planète apporte aussi des atomes d'oxygène, qui après recombinaison forment des molécules d'oxygène dans le singulet (1Δg), qui sont ensuite relâcher et qui émettent des radiations infrarouges sur une longueur d'onde de 1.27 μm. La partie non-éclairée de la haute mésosphere et thermosphère de Vénus est source d'émissions non-ETL (Équilibre thermodynamique local) de molécules de CO2 et de NO, qui sont responsable des basses températures de cette partie de la thermosphère.

La sonde Venus Express a montré grâce à l'occultation stellaire que la brume atmosphérique s'étendait plus haut du côté obscure que du côté ensoleillé. Sur cette dernière la couche nuageuse a une épaisseur de 20 km et s'étend jusqu'à 65 km, tandis que sur la face obscure la couche de nuages atteint les 90 km d'altitude—jusque dans la mésosphère, allant jusqu'à 105 km sous la forme d'une brume translucide.

Vénus a une ionosphère situé entre 120 et 300 km d'altitude. L'ionosphère coïncide presque avec la thermosphère. Les hauts niveaux de ionisation sont maintenus seulement du côté éclairé de la planète. Du côté non-éclairé les électrons ne sont presque pas présents. La ionosphère de Vénus se compose de trois couches principales: la première de 120 à 130 km, la seconde entre 140 et 160 km et la troisième entre 200 et 250 km. Il y a probablement une couche intermédiaire vers 180 km. La densité maximum d'électrons est de 3×1011 m−3 est atteinte dans la seconde couche au point subsolaire. La limite nord de la ionosphère—la ionopause est comprise entre une altitude de 220 et 375 km. L'ion principal des deux premières couches est l'ion O2+, et dans la troisième les ions O+ dominent.

Vénus est connu pour son abscence de champ magnétique. La raison de cette abscence n'est pas connu, mais est probablement lié à la rotation de la planète ou au manque de convection dans le manteau. Vénus a seulement une magnétosphère induite formé par le champ magnétique solaire transporté dans le vent solaire. Ce processus consiste au fait que le champ magnétique frappe un obstacle—ici Venus. La magnétosphère de Vénus a une onde de choc, une magnétogaine, et une magnétopause, .

Au point subsolaire l'onde de choc se trouve à 1900 km (0.3 Rv, ou Rv est le rayon de Vénus) au dessus de la surface de Vénus. Cette distance a été mesuré en 2007 lors d'une activité solaire minimum. Lors de l'activité solaire maximum cette distance peut être plus importante. La magnétopause se trouve à une altitude de 300 km. La limite supérieur de l'ionosphère (ionopause) est proche de 250 km d'altitude. Entre la magnétopause et l'ionopause il existe une barrière magnétique—un hamp magnétique localisé, qui empèche le plasma solaire de pénétrer profondément dans l'atmosphère de la planète, au moins lors de l'activité solaire minimum. Le champ magnétique de cette barrière atteint les 40 nT. La magnétoqueue se trouve jusqu'à 10 radius de la planète. C'est la région la plus active de la magnétosphère vénusienne. Il y a des recombinaisons et des accélerations de particule dans la queue. L'énergie produite par les électrons et les ions dans la magnétoqueue est respectivement de 100 eV et de 1000 eV.

À cause de l'abscence de champ magnétique, le vent solaire pénètre relativement profondément dans l'exosphère de la planèteet causes des pertes atmosphèriques. Les pertes se font principalement via la magnétoqueue. Actuellement les pertes d'ions principales sont celle de O+, H+ et de He+. Le ratio des pertes d'hydrogène sur oxygène s'approche de 2 (i.e. Stœchiométrie) indique les pertes d'eau.

Vénus présente un climat infernal dû à de nombreux facteurs. Elle est aussi la planète la plus chaude du système solaire avec des températures pouvant dépasser 480°C.

Les nuages vénusiens sont épais et composés de dioxyde de soufre et de goutellettes d'acide sulfurique. Ces nuages reflètent 75% de la lumière solaire qui les atteint.

La couverture nuageuse est telle que seul une petite partie de la lumière peut la traverser et toucher la surface, et le niveau de lumière est seulement d'environ 5,000–10,000 lux avec une visibilité de trois kilomètres. À ce niveau peu ou pas d'énergie solaire peut être collecté par une sonde. L'humidité à se niveau est de 0.1%.

L'acide sulfurique est produit dans la haute atmosphère par l'action photochimique du soleil sur le dioxyde de carbone, le dioxyde de soufre, et la vapeur d'eau. Les photons ultraviolet d'une longueur d'onde inférieur à 169 nm peuvent photodissocier le dioxyde de carbone en monoxyde de carbone et en atome d'oxygène. Les atomes d'oxygène sont hautement réactifs; quand il réagit avec du dioxyde de soufre il forme du trioxyde de soufre, qui peut se combiner avec la vapeur d'eau pour faire de l'acide sulfurique.

Les pluies d'acide sulfurique n'atteignent jamais le sol (cf. ci-dessous).

Les fréquentes pluies vénusiennes d’acide sulfurique (H2SO4) n’atteignent jamais le sol, mais s'évapore à cause de la chaleur avant d'atteindre la surface, ce phénomène est connu sous le nom de virga. Parties entre 48 et 58 km d’altitude (donc de la couche nuageuse), ces gouttes d'acide, arrivées à environ 30 km d’altitude, vont rencontrer des températures telles qu'elles finissent par s'évaporer. Les gaz issus de l'évaporation remontent alors pour réalimenter les nuages.

En effet, l'acide sulfurique s'évapore vers 300°C ; mais vers cette température il se décompose en eau et en dioxyde de soufre. Ce sont ces gaz qui sont produits par les gouttes au-dessus de 300°C, donc bien avant d'arriver au sol (à 470°C).

Les nuages de Vénus peuvent produire des éclairs rouges (jusqu’à 25 par seconde) au même titre que les nuages terriens. L'existence de ces éclairs a longtemps été sujet de controverses depuis leur détection par la sonde Venera. Toutefois en 2006–2007 Venus Express a détecter des vagues électromagnétiques, dont la cause est attribué aux éclairs. De même la sonde Pioneer-Venus y a même enregistré le grondement quasiment permanent du tonnerre, grondement constant causé par une atmosphère vénusienne très dense et qui augmente donc la propagation du son.

Lorsque la sonde Cassini-Huygens a survolé à deux reprises Vénus avant de partir pour Saturne, on enregistra toutes les émissions provenant de Vénus afin de déceler d'éventuelles décharges électriques. Mais absolument rien ne fut détecté. Trois hypothèses sont actuellement admises : soit il n’y a finalement pas d’éclairs d’orage dans l’atmosphère de Vénus, soit ils sont cent fois plus faibles que sur Terre (et n’ont donc pas pu être enregistrés), soit ils sont extrêmement rares et ne se sont pas produits lors des survols de la sonde.

Les scientifiques déclarent que l'absence d'éclair n'est pas une surprise. En effet, les décharges électriques sont créées par des mouvements verticaux des masses nuageuses. Or l’on a vu plus haut que la circulation atmosphérique vénusienne s'effectue surtout de façon horizontale.

Comme la Terre, Vénus possédait autrefois de grandes quantités d’eau (on parle d’océans) ; cependant celles-ci se sont complètement évaporées du fait de la proximité de Vénus par rapport au Soleil (Vénus est 1,38 fois plus proche du Soleil que la Terre) et elle reçoit ainsi presque 2 fois (1,91) le flux énergétique reçu par la Terre. La vapeur d'eau, un agent connu de l'effet de serre extrêmement actif, a fait s'emballer le climat vénusien. Maintenant, le climat de Vénus est très sec.

La vapeur d'eau a dû être dissociée par le rayonnement ultraviolet solaire, comme cela se produit encore actuellement.

De plus, la croûte vénusienne a dû se dessécher en profondeur, la vapeur d'eau présente actuellement doit être issue de ce dégazage résiduel. Cela a dû empêcher l'apparition d'une tectonique des plaques de type terrestre, qui aurait pu se produire sur Vénus si elle avait connu (et continué à avoir) un climat de type terrestre avec des océans. En effet, sur Terre la croûte est constamment hydratée (et refroidie) à ses dorsales par l'eau des océans. En l'absence d'eau et avec des températures élevées, la croûte vénusienne ne peut avoir de subduction, Vénus a donc développé une tectonique à plaque unique.

D’après le tableau qui suit, on remarque tout de suite que la température à la surface de Vénus est très élevée et ne varie que très peu.

Ces températures incroyables ne résultent pas directement de la proximité du Soleil : en fait, l'épaisse couche nuageuse vénusienne réfléchit près de 65% de la lumière (solaire) incidente. Ainsi, le flux net d'énergie solaire au niveau du sol est inférieur à celui reçu par la Terre (voir tableau suivant).

La faible partie du rayonnement solaire (dont l'intensité est maximale vers 500 nm ; domaine visible) qui atteint le sol après avoir traversé la couche nuageuse est réémise dans le domaine infrarouge. Or le domaine infrarouge correspondant au maximum d'émission thermique pour un corps à la température de la surface et de la basse atmosphère de Vénus ne peut être piégé efficacement par le dioxyde de carbone, qui présente des fenêtres de transmission trop larges. Par contre, le dioxyde de soufre et la vapeur d'eau provenant du dégazage résiduel, bien qu'en très faibles quantités, absorbent bien les radiations dans ce domaine de longueurs d'onde, de même que les fines particules d'acide sulfurique qui constituent les nuages.

L'effet de serre dû à l'atmosphère vénusienne est ainsi de près de 505°C contre seulement 33°C pour la Terre. C'est pourquoi la surface vénusienne est actuellement plus chaude que celle de Mercure, bien que Vénus soit presque deux fois (1,869) plus éloignée du Soleil que Mercure.

Des organismes vivants, connu sous le nom d'extrêmophiles, existent sur Terre, préfèrent les habitats aux conditions extrêmes. Les organismes thermophiles et hyperthermophiles se multiplient dans des températures atteignant le point d'ébulition de l'eau, les organismes acidophiles se multiplient à un pH de 3 ou inférieur, les polyextrêmophiles peuvent survivre à un certain nombre de conditions extrêmes, et beaucoup d'organismes de ce types existent sur Terre.

Toutefois, la vie pourrait exister hors de cette zone extrême tel qu'au sommet des nuages, de la même manière que certaines bactéries terrestre qui vivent et se reproduisent dans les nuages de la Terre, et il a été plusieurs fois considéré que de tels phénomènes pouvaient exister sur Vénus. Les microbes éventuellement présent dans l'atmosphère épaisse et nuageuse pourraient être protéger des radiations solaire par le soufre qui se trouve dans l'air.

Les analyses des données recueillit par les missions Venera, Pioneer et Magellan ont montré la présence à la fois de sulfure d'hydrogène (H2S) et de dioxyde de soufre (SO2) dans la haute atmosphère, de même que du sulfure carbonylé (OCS). Les deux premiers gaz réagissent l'un avec l'autre. De plus, le sulfure carbonylé est remarquable pour être exceptionnellement difficile à produire par des moyens non-organique. Ce composant pourrait donc être considéré comme un indicateur possible de vie.

Grâce aux études des nuages et de la géologie de la surface actuelle, combinée avec le fait que la luminosité du Soleil a augmenté de 25% depuis 3.8 milliards d'années, les scientifiques pensent que l'atmosphère de Vénus il y a 4 milliards d'années était plus proche de celle de la Terre avec de l'eau liquide à la surface. L'effet de serre a probablement causé l'évaporation de l'eau de surface et la hausse du niveau des gaz à effet de serre qui a suivi. L'atmosphère de Vénus a donc attiré l'attention de ceux étudiant le changement climatique sur Terre.

Il n'y a aucune forme géologique sur la planète mettant en évidence la présence d'eau durant le milliard d'année passé. Les chercheurs s'accordent à dire que l'eau aurait exister pendant 600 millions d'années sur la surface avant de s'évaporer, bien que certain, tel que David Grinspoon, considère que ce laps de temps aurait put être de 2 milliards d'années.

La haute atmosphère de Vénus peut être mesuré depuis la Terre quand la planète passe devant le soleil, ce phénomène s'appelle un transit astronomique. Le dernier transit de Vénus a eu lieu en 2004. Utilisant la spectroscopie astronomique, les scientifique ont été capable d'analyser la lumière solaire ayant traversé l'atmosphère de la planète afin de mettre en évidence les produits chimiques la traversant. Ce transit a constitué une opportunité en considérant le manque d'information sur la couche d'atmosphère située entre 65 et 85 km. Le transit de 2004 a permis aux astronomes de recueillir un grand nombre de données utiles non seulement afin de déterminer la composition de l'atmosphère, mais aussi afin d'afiner les techniques dans la recherche de planètes extrasolaires.

Un transit de Vénus devant le soleil est un évênement très rare, et celui précédent le transit de 2004 était en 1882. Le prochain aura lieu en 2012. Mais après ce dernier il n'y en aura aucun avant au moins 105 ans.

Venus Express orbite actuellement autour de la planète, sondant de plus en plus profondément l'atmosphère en utilisant l'imagerie infrarouge dans la partie du spectre comprise entre 1–5 µm. La sonde de la JAXA, PLANET-C qui sera lancé en 2010, étudiera la planète pendant deux ans, dont la structure et l'activité de l'atmosphère. Une de ces 5 caméras, appelées "IR2", sera capable d'analyser l'atmosphère de la planète en dessous de son épaisse couche de nuages en plus de l'analyse de son mouvement et de ses composants. Avec une orbite comprise entre 300 et 60 000 km, la sonde pourra prendre des photographies de la planète à basse altitude, et sera en mesure de confirmé la présence de volcans en activité et d'éclair.

Le Venus In-Situ Explorer, proposé par le programme New Frontiers de la NASA, est un projet de sonde qui pourrait aider à la compréhension du processus ayant conduit aux changements climatique.

Un autre vaisseau, appelé Venus Mobile Explorer, a été proposé par le Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) pour analyser la composition et faire des mesures isotopiques de la surface et de l'atmosphère, pendant 90 jours. Aucune date de lancement n'a encore été prévue.

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Atmosphère protectrice

Un conditionnement dit « sous atmosphère protectrice » consiste à modifier la composition de l'atmosphère interne d'un emballage (en général de denrées alimentaires mais cette technique est aussi utilisée pour des médicaments) dans le but d'améliorer sa durée de vie.

Le processus tend souvent à réduire le taux d'oxygène (O2), entre 20% et 0%, afin de ralentir la croissance des formes de vie aérobie et les réactions d'oxydation. L’oxygène enlevé peut être remplacé par d’autres gaz.

Le stockage du produit se fait ensuite à basse température (0 à 3°C).

Entre temps, l'évolution a été continue car la technologie MAP plait aux logisticiens comme aux consommateurs.

Le développement de ces conditionnements, qu’on appelle désormais sous atmosphère protectrice, a accompagné des progrès dans la conception et la fabrication des emballages, des films souples barrière en majorité.

Sous atmosphère protectrice (source MSI 2001) sont principalement conditionnés la viande rouge (70% de la viande préemballée), les produits à base de viande (58%) et les produits secs (19%). Viennent ensuite les produits de la pêche (15%) les salaisons et les fruits et légumes. On trouve également des produits comme du fromage, des produits de boulangerie.

Le conditionnement sous atmosphère modifiée (MAP) est une technique de préservation des aliments frais ou transformés. L'air qui entoure la nourriture dans le paquet est remplacé par un gaz d’une autre composition. La fraîcheur initiale des produits périssables sera prolongée en MAP car ce procédé ralentit la dégradation naturelle du produit. Le mélange de gaz dans le paquet dépend du type de produit, du matériel d'emballage et de la température d'entreposage.

La viande et le poisson exigent des films à très faible perméabilité au gaz, aussi pour les produits non-respirants (viandes, poissons, fromages…), des films « haute barrière » sont utilisés. Le mélange gazeux introduit ne variera pas dans l’emballage.

Pour le conditionnement des végétaux fraîchement coupés, des fruits et des légumes, l’EMAP (Equilibrium Modified Atmosphere Packaging ou conditionnement sous atmosphère modifiée équilibrée) est la technique d'emballage la plus utilisée. Les fruits et légumes sont des produits respirants, après récolte, ils dégagent de l’éthylène. Pour ralentir la respiration normale du produit, l'atmosphère du colis se compose généralement d'un niveau abaissé de O2 et un niveau accru de CO2. L'interaction, entre le matériau d'emballage et le produit, est importante. Si la perméabilité (O2 et CO2) du film d'emballage est adaptée à la respiration du contenu, un nouvel équilibre s’établira dans l’atmosphère modifiée et la durée de conservation du produit va augmenter. Bien entendu, il existe d'autres facteurs tels que la nature et la taille du produit, son niveau de préparation et sa maturité qui ont un effet sur la durée de vie d'un produit emballé EMAP.

Il existe deux techniques utilisées dans l'industrie pour emballer les produits sous atmosphère modifiée, à savoir le balayage gazeux et le vide compensé. Le balayage gazeux est utilisé pour sa simplicité technique : l'emballage est rincé par le mélange de gaz désiré, lequel expulse l’air qui contient de l’oxygène. L’inconvénient est la forte consommation de gaz, voire les risques pour les opérateurs si leur environnement de travail se charge en azote ou oxyde de carbone. La technique de vide compensé nécessite de supprimer totalement l'air avant d’introduire le mélange de gaz désiré. Comme lors de l’usage de sac sous vide, ce procédé ne convient pas aux aliments fragiles qui souffriraient de l’écrasement. La mention "emballé sous atmosphère protectrice" s'applique à l’une ou l'autre technique.

L'atmosphère dans un emballage sous atmosphère modifiée n'est pas l'air (O2 21%; CO2 0,038%, N2 78%), mais est souvent constituée de N2, O2, CO2, sans oublier N2O, Ar et He, voire CO. C’est la modification du ratio de ces gaz qui fait la différence dans la prolongation de la durée de vie.

L'oxygène est essentiel lors de l'emballage des fruits et légumes frais car ils continuent de respirer après la récolte. L'absence d'oxygène (O2) peut conduire à une respiration anaérobie dans le paquet qui accélère la sénescence et la détérioration. De trop hauts niveaux d’O2 ne retardent pas sensiblement la respiration, il faut descendre en dessous de 12 % d'O2 pour que le taux de respiration diminue. Donc, l'oxygène est utilisé à de faibles niveaux (3-5%) pour des effets positifs. En réduisant le niveau d'O2 et en augmentant le niveau de dioxyde de carbone (CO2), le mûrissement des fruits et légumes peut être retardé, la respiration avec production d'éthylène peut être réduite, le ramollissement peut être retardé et les divers changements de composition associés à la maturation peuvent être ralentis. Des niveaux de CO2 supérieurs à 10% sont nécessaires pour réprimer de façon significative le développement fongique. Malheureusement, au-delà de 10%, le CO2 agit comme phytotoxique pour les végétaux frais. Le protoxyde d’azote (N2O) peut être préféré pour ses effets bactériostatiques et fongistatique ainsi que son pouvoir cicatrisant sur la peau des fruits. Hélas, il a une image de gaz d’hôpital et c’est aussi un gaz à effet de serre. L’argon (Ar) est un puissant inhibiteur de respiration, plus dense que l’azote il a une bonne efficacité de purge (balayage gazeux efficace) mais c’est un gaz rare donc cher.

Dans le conditionnement de la viande et du poisson, un haut niveau de CO2, qui peut abaisser le pH, inhibe efficacement les croissances bactériennes et fongiques. L’absence totale d’oxygène, dans le conditionnement de la viande rouge, fera grisailler celle-ci, sans aucune altération de sa saveur. Aussi pour ne pas inquiéter le consommateur, le mélange gazeux réinjecté contient un léger pourcentage d’O2. L'azote (N2), gaz inerte et bon marché, est utilisé comme gaz de remplissage, car il n'encourage ni ne décourage la croissance bactérienne. Très peu soluble dans l’eau et les graisses, un mélange utilisé pour emballer des chips est de 99,9 % d'azote gazeux, qui est inerte aux températures et pressions auquel l'emballage est soumis. Parfois, aux USA notamment, il peut être utilisé du monoxyde de carbone (CO) pour emballer la viande, mais cet usage est contesté. Une bonne taille d’emballage offrira un volume aux 2/3 occupés par le produit, un tiers par le gaz.

Lors de la sélection des films pour le conditionnement MAP, les principales caractéristiques à prendre en compte sont la perméabilité aux gaz, le taux de transmission de la vapeur d'eau, les propriétés mécaniques, la transparence, le type d’emballage (sachet ou barquette) et la fiabilité de l'étanchéité.

Les fruits et légumes sont des produits respirants, en particulier les produits fraîchement coupés, les champignons, le brocoli. Il est nécessaire d’évacuer le gaz qui s’accumule dans l'emballage ; les films conçus avec ces propriétés sont appelés films perméables.

La viande et le poisson sont des produits non-respirants ; ils seront emballés dans des films, dits films barrière, conçus pour empêcher l'échange de gaz (oxygène, gaz carbonique et vapeur d’eau). Ces films sont des structures multicouches, qui associent jusqu’à 7 matériaux superposés dont les qualités s’additionnent pour stopper l’un ou l’autre des gaz, assurer la fiabilité de la soudure ou la résistance mécanique.

Au fil du temps, de nouvelles fonctionnalités sont apparues, comme l’adjonction d’une couche anti-buée pour améliorer la visibilité des produits.

Pourquoi le préemballé sous MAP connaît-il le succès ?

La popularité croissante de ces conditionnements s’explique par le comportement du consommateur moderne qui exige des aliments avec une longue durée de vie sans ajout de conservateurs.

Si l'on considère l'exemple de la viande, il n’est plus nécessaire de l’acheter au fur et à mesure des besoins ou de la stocker au congélateur. Faire ses courses une fois par semaine n’empêche plus de manger de la viande fraîche tous les jours.

La grande distribution y trouve une réponse à la difficulté de recruter des chefs bouchers, métier rare et pourtant obligatoire pour tenir un rayon viande à la coupe. Avec le MAP, un magasinier suffit, il suffit de convertir le laboratoire de préparation de la viande en stockage réfrigéré. Même en fin de journée, il est facile de compléter un rayon, le consommateur du soir n’a pas la sensation de faire ses courses dans un magasin dévalisé. La meilleure longévité des produits permet de proposer un choix élargi, des viandes spéciales (bison, autruche, myocastor…) qui ne peuvent trouver preneur tous les jours. Les contrôles vétérinaires se concentrent sur l’abattoir et l’industriel de la découpe, soulageant la direction du magasin.

Les industriels y retrouvent leur compte car ils accroissent leur valeur ajoutée et avec leur professionnalisme, savent mieux valoriser une carcasse, en particulier les bas morceaux.

L’environnement est gagnant car les usines sont mieux organisées que les magasins pour traiter les effluents.

Par contre, en cas de tracas sanitaire, c’est la marque de l'industriel qui est sur la sellette.

Sur le plan logistique, il n’est plus nécessaire de livrer les magasins chaque jour en camion spécial (transport de carcasses suspendues) un camion réfrigéré rempli de palettes bien serrées convient parfaitement.

Mais il y a bien d'autres avantages, par exemple le gaz agit, dans l'emballage des chips ou de la salade, comme un coussin anti-écrasement.

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Atmosphère de Jupiter

Vitesse des vents dans l'atmosphère de Jupiter

La Grande Tache Rouge prise par Voyager 1.

L’atmosphère de Jupiter est la plus importante des atmosphères des planètes du système solaire. Elle est composée principalement d'hydrogène et d'hélium ; les autres composants chimiques sont présents seulement en petite quantité, dont le méthane, ammoniac, le sulfure d'hydrogène et l'eau. Ce dernier composant n'a pas été observé directement mais il se trouverait dans les profondeurs de l'atmosphère. L'abondance d'oxygène, d'azote, de soufre et des gaz nobles dans l'atmosphère jovienne excède les valeurs solaires par un facteur de trois.

L'atmosphère de Jupiter se caractérise par l'absence de limite inférieure précise et se mélange graduellement aux fluides intérieurs de la planète. De bas en haut, les couches atmosphériques sont la troposphère, la stratosphère, la thermosphère et l'exosphère. Chaque couche a un gradient thermique caractéristique. La plus basse, la troposphère, possède un système complexe de nuages et de brumes, comprenant des couches d'ammoniac, de l'hydrosulfure d'ammonium et de l'eau. Les hauts nuages d'ammoniac visibles sur la « surface » de Jupiter sont organisés en une douzaine de bandes parallèles à l'équateur et sont bordés par des courants atmosphériques (des vents) connus sous le nom de courants-jets. Les courants n'ont pas la même couleur : les foncées sont appelés « bandes », tandis que les clairs sont appelées « zones ». Ces zones, qui sont plus froides que les bandes, correspondent à l'air ascendant, tandis que les bandes sont de l'air descendant. La couleur claire des zones serait due à la glace d'ammoniac ; toutefois ce qui donne aux bandes leurs couleurs sombres n'est pas connu. Les origines de cette structure en bandes et en courants ne sont pas très bien connues, bien que deux types de modèles existent. Les shallow models (en français « modèles peu profond ») considèrent qu'il s'agit d'un phénomène de surface qui recouvre un intérieur stable. Dans le deep models (en français « modèles profond »), les bandes et les courants sont les manifestations en surface de la circulation intérieure du manteau de Jupiter fait de dihydrogène.

L'atmosphère jovienne présente une grande variété de phénomènes actifs, dont l'instabilité de ses bandes, les vortex (les cyclones et anticyclones), les orages et les éclairs. Les vortex se présentent sous la forme de grandes taches rouges, blanches ou marrons. Les deux plus grands sont la Grande tache rouge et Oval BA, qui est aussi rouge. Ces deux vortex, de même que les autres sont des anticyclones. Les anticyclones plus petits tendent à être blancs. Ces vortex semblent être des structures relativement peu profondes avec une profondeur n'excédant pas les 100 kilomètres. Situé dans l'hémisphère sud, la grande tache rouge est le plus grand vortex connu du système solaire. Elle est grande comme trois fois la Terre et existe depuis au moins trois cents ans. L'Oval BA, au sud de la Grande tache rouge, est un anticyclone mesurant un tiers de la taille de la grande tache rouge et qui s'est formé en 2000 suite à la fusion de trois petits anticyclones.

Jupiter connait de puissantes tempêtes, toujours accompagnées d'éclairs. Les tempêtes sont le résultat de convection dans l'atmosphère associée à l'évaporation et à la condensation de l'eau. Elles sont le site de forts mouvements ascendants de l'air, qui mènent à la formation de nuages brillants et denses.

Contrairement à l'atmosphère terrestre, Jupiter n'a pas de mésosphère. Jupiter n'a pas non plus de surface solide, et la couche atmosphérique la plus basse, la troposphère, se mélange doucement dans le fluide intérieur de la planète. Ceci est dû au fait que la température et la pression sont bien au-dessus des points critiques de l'hydrogène et de l'hélium, ce qui signifie qu'il n'y a pas de frontière marquée entre les états gazeux et liquide.

Puisque la limite inférieur de l'atmosphère ne peut être définie, le niveau de pression de 10 bars, à une altitude de 90 km en dessous du niveau atmosphérique où la pression est de 1 bar avec une température de 340 K, est considéré communément comme la base de la troposphère. Dans la littérature scientifique, le niveau où la pression est de 1 bar est considéré comme l'altitude zéro de Jupiter—c'est-à-dire une « surface » de Jupiter.

La variation verticale de température dans l'atmosphère jovienne suit le même comportement que l'atmosphère terrestre (cf. ci-dessous pour des précisions couches par couches.

La troposphère de Jupiter possède une structure nuageuse complexe. Les nuages visibles, situés dans la région ou l'écart de pression va de 0.7 à 1.0 bar, sont faits de glace d'ammoniac. En dessous de ces nuages de glace d'ammoniac, des nuages composés d'hydrosulfure d'ammonium ou de sulfure d'ammonium (entre 1.5–3 bar) et d'eau (3–7 bar) existent probablement,. Il n'y a pas de nuages de méthane car la température est trop élevée pour qu'il se condense. Les nuages de vapeur d'eau constituent la couche nuageuse la plus dense et ont une influence importante sur les dynamiques régissant l'atmosphère. C'est une conséquence de l'énergie de condensation de l'eau et de l'abondance de cette dernière par rapport à l'ammoniac et au sulfure d'hydrogène (l'oxygène est plus abondant que l'azote et le soufre). Plusieurs couches brumeuses troposphériques (à 0.2 bar) et stratosphériques (à 10 mbar) se trouvent sous les couches de nuages principales. Le dernière est composée d'hydrocarbure aromatique polycyclique ou d'hydrazine fortement condensé, qui sont générés dans la haute stratosphère (1–100 μbar) à partir du méthane sous l'influence de radiations solaires ultraviolettes (UV).

La température de la troposphère diminue avec l'altitude jusqu'à la tropopause, qui est la frontière entre la troposphère et la stratosphère. Sur Jupiter, la tropopause se trouve approximativement 50 km au dessus des nuages visibles, ou la pression et la température sont de 0.1 bar et 110 K.

Dans la stratosphère, l'abondance relative du méthane par rapport au dihydrogène est de 10−4, tandis que l'abondance des autres hydrocarbures légers, comme l'éthane et l'acétylène, par rapport au dihydrogène est de 10−6.

Dans la stratosphère, la température s'élève à 200 K à la transition avec la thermosphère, à une altitude et pression d'environ 320 km et 1 μbar.

La thermosphère de Jupiter se trouve à une pression inférieure à 1 μbar et présente des phénomènes de lumière du ciel nocturne, des aurores polaires et des émissions de rayon X. Au sein de celle-ci se trouvent les couches où la densité d'électrons et d'ions augmente et forme l'ionosphère. Les hautes températures de la thermosphère (800–1000 K) n'ont pas encore été expliquées; les modèles existants ne les prédisaient pas plus hautes que 400 K. Ceci peut être causé par l'absorption de haut niveau de radiations solaires (UV ou rayons X), en chauffant les particules chargées de la magnétosphère jovienne, ou par dissipation des ondes de gravité vers le haut. La thermosphère et l'exosphère aux pôles et aux basses latitudes émettent des rayons X, qui furent observés pour la première fois par l'Einstein Observatory en 1983. Les particules énergétiques venant de la magnétosphère de Jupiter créent des aurores brillantes, qui entourent les pôles. Contrairement à leurs analogues terrestres, qui apparaissent seulement lors d'orages magnétiques, les aurores joviennes sont des éléments permanents de l'atmosphère de la planète. La thermosphère de Jupiter a été le premier lieu hors de la Terre ou des cations de trihydrogène (H3+) ont été découvert. Cet ion produit de fortes émissions au milieu de la partie infrarouge du spectre lumineux, dans les longueurs d'ondes comprises entre 3 et 5 μm, et est l'élément principal qui diminue la température de la thermosphère.

Dans la thermosphère, la température augmente avec l'altitude atteignant jusqu'à 1000 K à près de 1 000 km (la pression y est de 1 nbar).

Comme avec la Terre, la couche atmosphérique supérieure, l'exosphère, n'a pas de limite supérieure bien définie. La densité décroit lentement jusqu'au milieu interplanétaire approximativement 5 000 km au dessus de la « surface ».

La composition de l'atmosphère de Jupiter est semblable à la composition de la planète comme un tout. L'atmosphère jovienne est le mieux connue de ceux des géantes gazeuses parce qu'elle a été directement observée par la sonde atmosphérique Galileo quand elle est entrée dans l'atmosphère de la planète le 7 décembre 1995. Les autres sources d'information sur la composition atmosphérique de Jupiter sont l’Infrared Space Observatory (ISO), les orbiters Galileo et Cassini, et les observations à partir de la Terre.

Les deux constituants principaux de l'atmosphère jovienne sont le dihydrogène (H2) et l'hélium. L'abondance de l'hélium est de 0.157 ± 0.0036 relativement au dihydrogène par nombre de molécules, et son pourcentage massique est de 0.234 ± 0.005, ce qui est légèrement inférieur à la valeur primordiale du système solaire. La raison de cette sous-abondance n'est pas comprise, mais, étant plus dense que l'hydrogène, un peu d'hélium peut s'être condensé dans le cœur de Jupiter. L'atmosphère contient plusieurs composants simples tel que l'eau, le méthane (CH4), le sulfure d'hydrogène (H2S), l'ammoniac (NH3) et la phosphine (PH3). Leur abondance dans la troposphère profonde (en dessous de la zone des 10 bar) implique que l'atmosphère de Jupiter est enrichie en éléments tel que le carbone, l'azote, le soufre et probablement l'oxygène par un facteur de 2–4 comparable à la valeur solaire,. Les gaz nobles que sont l'argon, le krypton et le xénon semble être relativement enrichis, tandis que le néon est plus rare. Les autres composants chimiques tels que la trihydrure d'arsenic (AsH3) et le germane (GeH4) ne sont présents que sous forme de traces. La haute atmosphère de Jupiter contient de petite quantité d'hydrocarbures tels que l'éthane, acétylène, and diacétylène, qui forme du méthane sous l'influence des ultraviolets solaires et charge les particules venant de la magnétosphère de Jupiter. Le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone et l'eau présents dans la haute atmosphère sont probablement originaire des crash de comètes sur la planète, telle que la comète Shoemaker-Levy 9. L'eau ne peut pas venir de la troposphère parce que le froid de la tropopause agit comme un piège, empêchant l'eau de monter dans la stratosphère.

Les mesures effectuées depuis la Terre et les vaisseaux ont permis d'améliorer la connaissance des ratios isotopiques dans l'atmosphère de Jupiter. À partir de juillet 2003, la valeur acceptée pour l'abondance du deutérium est 2.25 ± 0.35 2.25 ± 0.35×10−5, qui représente probablement la valeur primordiale de la nébuleuse solaire qui donna naissance au système solaire. Le ratio d'isotopes d'azote dans l'atmosphère jovien, 15N à 14N, est de 2.3×10−3, un tiers plus bas que celui de l'atmosphère terrestre (3.5×10−3).

La surface visible de Jupiter se divise en un certain nombre de bandes parallèles à l'équateur. Il en existe deux types: les claires appelées « zones » et les sombres appelées « bandes » (anglais : belts). La zone équatoriale (ZE) s'étend sur les latitudes allant de 7°S to 7°N. En dessus et au dessous de la zone équatoriale, les bandes équatoriale nord et sud (BEN et BES) s'étendent jusqu'à 18°N et 18°S, respectivement. Plus loin se trouvent les zones tropicales nord et sud (ZTN et ZTS). L'alternance entre bandes et zones continue jusqu'à la région polaire à partir de 50 degrées de latitude, où leur visibilité diminue. La base de la structure bande/zone s'étend probablement plus loin vers les pôles, atteignant au moins 80° nord et sud.

La différence d'apparence entre zone et bande est due à l'opacité des nuages. La concentration d'ammoniac est plus importante dans les « zones », ce qui entraine l'apparition de nuages plus denses de glace d'ammoniac en haute altitude, ce qui entraine à son tour leur couleur plus claire. D'autre part, les nuages des « bandes » sont plus fins et se trouvent à plus basse altitude. La haute troposphère est plus froide dans les « zones » et plus chaude dans les « bandes ». La nature exacte des composés chimiques qui rendent les « zones » et les « bandes » joviennes colorées est inconnue, mais ils doivent comporter des composés complexes de soufre, de phosphore et de carbone.

L'origine de la structure en bande de la planète n'est pas claire. L'explication la plus simple consiste à considérer les « zones » comme des régions ou l'air entame un processus ascendant, tandis que les « bandes » seraient la manifestation de région ou l'air est descendant. Quand l'air enrichi en ammoniac monte dans les « zones », il se dilate et se refroidit, formant des nuages à la fois denses et hauts. Dans les « bandes », toutefois, l'air descend, se chauffant adiabatiquement, et les nuages blancs d'ammoniac s'évaporent, révélant les nuages sombres des profondeurs. La localisation et la longueur des régions, la vitesse et la localisation des courants-jets sont remarquablement stables sur Jupiter, ayant rarement changé entre 1980 et 2000. Un exemple de changement est la lente diminution de la vitesse du courant-jet qui se trouve à la frontière entre la Zone Tropicale Nord et la Bande Tempérée Nord à 23°N,. Toutefois les bandes varient en intensité et en coloration dans le temps.

Les bandes joviennes ont pour limites des écoulements atmosphériques zonaux (des vents) appelés courants-jets. Les courants-jets qui se dirigent vers l'ouest, rétrogrades, se trouvent dans la zone de transition de « zones » vers « bandes » (s'éloignant de l'équateur), tandis que les courants-jets allant vers l'est, progrades, marquent la transition de « bandes » vers « zones ». De tels modèles signifient que la vitesse de ces vents diminue dans les « bandes » et augmente dans les « zones » de l'équateur au pôle. Donc le cisaillement des « bandes » est cyclonique, tandis que dans les « zones » il est anticyclonique. La zone équatoriale est une exception à la règle, présentant un courant prograde et présentant une vitesse des vents minimale exactement au niveau de l'équateur. La vitesse des vents est élevée sur Jupiter, atteignant les 100 m/s. Les courants-jets progrades sont généralement plus puissants que les courants-jets rétrogrades.

Les zones et bandes qui divisent l'atmosphère de Jupiter ont leur propres noms et des caractéristiques uniques. Elles commencent en dessous des Régions polaires nord et sud. Des bandes et des zones intermédiaires peuvent exister mais sont difficiles à observer depuis la Terre. La Région Tempérée sud sud et la région tempérée nord nord sont ainsi difficiles à discerner sans appareils spéciaux.

La Région tempérée nord nord montre rarement plus de détails que les régions polaires, à cause de l'assombrissement centre-bord, la réduction, et le caractère diffus des éléments. La Bande tempérée nord nord est la bande la plus distincte au nord de la planète, bien qu'elle disparaisse occasionnellement. Les perturbations tendent à être mineures et de courtes durées. La zone tempérée nord nord est peut-être plus facile à voir. D'autres bandes et zones mineures sont occasionnellement observées dans la région.

La Région tempérée nord est une région latitudinale facilement observable depuis la Terre, et a ainsi un record d'observation. Elle comporte aussi le plus puissant des courants-jets progrades de la planète—un courant qui forme la frontière sud de la Bande Tempérée Nord (BTN). Le BTN s'efface approximativement une fois par décennie (ce fut le cas lors de la rencontre de Voyager), faisant que la Zone tempérée nord (ZTN) se mêle apparemment à la Zone Tropicale du Nord (ZTropN). D'autres fois, la ZTN est divisée par une bande étroite en deux éléments nord et sud.

La région tropicale nord est composé de la Zone tropicale nord (ZTropN) et de la Bande équatoriale nord (BEN). La ZTropN a généralement une coloration stable, ne changeant de teinte qu'en rapport avec l'activité du courant de la Bande Tropicale Nord (BTN). Comme la Zone tropicale nord, elle est parfois divisée en deux bandes étroites, la Bande Tropicale Nord (BTropN). En de rares occasions, le sud de la ZTropN accueille des « Petites taches rouges ». Comme le nom le suggère, celles-ci sont les équivalents au nord de la Grande tache rouge. Mais contrairement à cette dernière, elles tendent à apparaitre par paires et disparaissent rapidement (un an de vie en moyenne).

La BEN est l'une des bandes les plus actives de la planète. Elle est caractérisée par des ovales blancs anticyloniques et des ovales marrons cycloniques; comme dans la ZTropN, la plupart de ces caractéristiques ont une coute durée de vie. Comme la Bande équatoriale sud, la BEN s'est parfois très effacée avant de « réapparaitre ». Ces changements se produisent environ tous les 25 ans.

La Zone équatoriale est l'une des régions les plus stables de la planète, en latitude et en activité. La bordure nord de la ZE présente des convections qui s'étirent vers le sud ouest à partir de la BEN, et qui sont bordées par des points chauds sombres (en infrarouge). Quoique la frontière du sud de la ZE soit habituellement tranquille, des observations de la fin du 19e siècle et du début du 20e siècle montrent que cette partie a changé complètement par rapport à aujourd'hui. La ZE varie considérablement en coloration, de pâle à un ocre, ou même une nuance cuivreuse; elle est localement divisée par une Bande équatoriale (BE). Les éléments présents dans la ZE se déplacent à une vitesse de 390 km/h,.

La région tropicale sud inclut la Bande équatoriale sud (BES) et la Zone tropicale sud (ZtropS). C'est la région la plus active de la planète, puisqu'elle possède le courant-jet rétrograde le plus puissant. La BES est habituellement la ceinture la plus large et la plus sombre de Jupiter; toutefois, elle est parfois divisée par une zone (la Zone Bande équatoriale sud), et peut disparaitre durant un de ses cycles. Une autre caractéristique de la BES est une longue trainée de perturbations cycloniques après la Grande tache rouge. Similaire à la ZtropN, la ZtropS est l'une des zones les plus importantes de la planète; pas seulement parce qu'elle contient la Grande tache rouge, mais aussi parce qu'elle accueille occasionnellement une perturbation tropicale sud, une division de la zone qui se maintient longtemps; la plus connue ayant duré de 1901 à 1939.

La région tempérée sud, composée de la Zone tempérée sud (ZTS) et de la Bande tempérée sud (BTS). La BTS est une bande sombre et importante, plus que la BTN; jusqu'à mars 2000, sa caractéristique la plus connue était les ovals BC, DE, et FA, qui ont fusionné pour former l'Oval BA. Les ovales faisaient en fait partie de la Zone tempérée Sud, mais ils se sont étendus dans la BTS, la bloquant partiellement. La BTS a occasionnellement commencé à disparaitre, apparemment à cause des interactions complexes entre les ovales blancs et la Grande tache rouge. L'apparition de la ZTS—dans laquelle les ovales blancs sont nés—est hautement variable.

La dynamique conférant à l'atmosphère de Jupiter une telle circulation atmosphérique est différente de celle de la Terre. L'intérieur de Jupiter est liquide et ne présente pas de surface solide. Donc, le phénomène de convection peut se produire partout dans l'enveloppe moléculaire extérieure de la planète. Aucune théorie extensive de la dynamique régissant l'atmosphère jovienne n'a été développée à ce jour. Une telle théorie a besoin d'expliquer les faits suivants: l'existence de bandes étroites stables et de courants-jets qui sont parallèle à l'équateur de Jupiter, le puissant courant-jet prograde de l'équateur de la planète, la différence entre « zones » et « bandes », et l'origine des grands vortex tels que la Grande tache rouge.

Les théories concernant les dynamiques de l'atmosphère jovienne peuvent être divisées en deux classes: le shallow (anglais pour « peu profond ») et le deep (anglais pour « profond »). Le premier considère que le circulation observée est confinée à la couche extérieure (temps) de la planète, et qu'elle cache un intérieur stable. La dernière postule que les courants atmosphériques observés ne sont que les manifestations de surface d'une circulation profondément enracinée dans l'enveloppe moléculaire extérieure de Jupiter. Puisque les deux théories ne peuvent tout expliquer, certains scientifiques considèrent que la bonne théorie inclurait des éléments des deux modèles.

Les premières tentatives visant à expliquer la dynamique de l'atmosphère jovienne datent des années 1960,. Ces explications étaient fondées sur la météorologie terrestre, qui était déjà développée à l'époque. Ces shallow models (mots-à-mots ; « modèles peu profonds ») considéraient que les courants-jets sur Jupiter étaient déterminés par des turbulences de petite échelle, qui sont entretenus par la convection dans la couche extérieure de l'atmosphère (au-dessus des nuages composés d'eau),. La convection est ici un phénomène lié à la condensation et à l'évaporation de l'eau et est l'un des moteurs principaux du temps terrestre. La production des courants-jets dans ce modèle est liée aux turbulences bidimensionnelles—la cascade inversée, dans laquelle de petits vortex fusionnent pour en former un plus grand. La taille finie de la planète signifie que ces cascades ne peuvent produire des structures dépassant une certaine échelle, qui, pour Jupiter, est appelés l'échelle Rhines. Son existence est liée à la production d'ondes de Rossby. Le processus est le suivant: quand la turbulence atteint une certaine taille, l'énergie commence à s'écouler dans une onde de Rossby au lieu de former une structure plus grande, et la cascade inversée s'arrête.

Bien que ces modèles de couches météorologiques peuvent expliquer avec succès l'existence d'une douzaine de courants-jets étroits, ils posent des problèmes sérieux. Un des échecs évidents du modèle est le courant-jet prograde équatorial (la super-rotation): avec quelques rares exceptions les shallow models produisent un fort courant-jet rétrograde (la sous-rotation), contrairement aux observations. De plus les courants tendent à être instables et à disparaitre avec le temps. Les shallow models ne peuvent expliquer comment les flux atmosphériques observés sur Jupiter violent des critères de stabilité. Des versions à plusieurs couches plus élaborées produisent une circulation plus stable, mais beaucoup de problèmes persistent. En attendant, les données recueillies par la sonde Galileo ont permis de constater que les vents sur Jupiter s'étendent bien au-dessous des nuages composés d'eau à 5–7 bar et ne montrent pas de preuve d'affaiblissement en-dessous du niveau des 22 bars de pression, ce qui implique que la circulation dans l'atmosphère jovienne peut être profonde.

Le deep model (mots-à-mots : « modèle profond ») a été proposé par Busse en 1976,. Son modèle était basé sur une caractéristique de la mécanique des fluides, le théorème de Taylor–Proudman. Il consiste au fait que dans n'importe quelle fluide barotrope en rotation rapide, les flux sont organisés en une série de cylindres parallèles à l'axe de rotation. Les conditions nécessaires au théorème sont probablement remplies au sein de l'intérieur jovien fluide. Par conséquent le manteau de dihydrogène de la planète peut être divisé en un certain nombre de cylindres, chacun ayant une circulation indépendante des autres. Ces latitudes où les frontières extérieures et intérieures des cylindres se coupent sur la surface visible de la planète correspondent aux courants-jets; les cylindres eux-mêmes sont observés comme des zones et des bandes.

Le deep model explique facilement le courant-jet prograde observé à l'équateur de Jupiter; les courants-jet qu'il produit sont stables et n'obéissent pas au critère de stabilité en deux dimensions. Cependant ce modèle a des difficultés majeures; il produit un très petit nombre de larges courants-jets et les simulations réalistes des flux 3D ne sont pas encore possibles (en 2008), signifiant que les modèles simplifiés utilisés pour justifier la circulation profonde peuvent échouer à présenter les aspects importants de la mécanique des fluides au sein de Jupiter. Un modèle publié en 2004 a reproduit avec succès la structure ceinturée des courants joviens. Il partait du principe que le manteau de dihydrogène était plus fin que tous les autres modèles; occupant seulement les 10% les plus extérieures du rayon de Jupiter. Dans les modèles standard de l’intérieur jovien, le manteau inclut 20–30% de la partie extérieure de la planète. Le moteur permettant la circulation profonde est un autre problème. En fait, les flux profonds peuvent être causés par des forces peu profondes (la convection, par exemple) ou par une convection profonde et planétaire qui diffuse la chaleur hors de l'intérieur de Jupiter.

L'atmosphère de Jupiter possède plusieurs vortex—des structures circulaires, comme dans l'atmosphère terrestre, peuvent être divisé en deux types: cyclones et anticyclones. Les premiers ont le même sens de rotation que la planète (sans anti-horaire dans l'hémisphère et sans horaire au sud), tandis que les derniers font l'inverse. Toutefois une des différence majeures avec l'atmosphère terrestre est que, dans l'atmosphère de Jupiter, les anticyclones dominent par rapport aux cyclones, avec près de 90 % des vortex dont le diamètre est supérieur à 2 000 km qui sont des anticyclones. La durée de vie des vortex varie de plusieurs années à plusieurs centaines d'années suivant leur taille. Par exemple, la durée de vie moyenne des anticyclones dont le diamètre est compris entre 1 000 et 6 000 km est de 1 à 3 ans. Les vortex n'ont jamais été observés dans la région équatoriale de Jupiter (entre les 10° de latitude), où ils sont instables. Comme sur toutes les planètes où la rotation est rapide, les anticylclones de Jupitersont des centres de hautes pressions, tandis que les cyclones sont des centres de basse pression.

Les anticyclones de l'atmosphère de Jupiter sont toujours dans des zones où la vitesse des vents augmente de l'équateur vers les pôles. Ils sont souvent brillants et ressemblent à des ovales blancs. Ils peuvent se déplacer en longitude, mais restent approximativement aux mêmes latitudes puisqu'ils sont incapables d'échapper aux zones. La vitesse des vents à leur périphérie est de 100 m/s. Les différents anticyclones d'une même zone tendent à fusionner quand ils se rapprochent. Toutefois Jupiter a deux anticyclones qui sont quelques peu différents des autres : la Grande tache rouge (GTR) et l'Oval BA; ce dernier s'étant formé en 2000. En opposition aux ovales blancs, ces structures sont de couleurs rouge, probablement car il draguent des éléments de couleur rouge des profondeurs de la planète.

En opposition aux anticyclones, les cyclones joviens tendent à être de petites structures sombres et irrégulières. Toutefois l'existence de grands cyclones ayant une longue durée de vie a été suggéré. En plus des cyclones, Jupiter présente de grandes traces irrégulières en forme de filament, qui présentent une rotation cyclonique. L'un d'eux se trouve à l'ouest de la GTR (dans sa trainée) dans la Bande équatoriale sud. Ces traces sont appelées régions cycloniques. Les cyclones sont toujours dans les bandes et tendent aussi à fusionner entre eux.

La profondeur des vortex n'est pas connus. Ils sont considérés comme fins, puisque toute épaisseur supérieure à 500 km entrainerait des instabilités. Les grands anticyclones s'étendent seulement à quelques kilomètres en dessous des nuages visibles.

La Grande tache rouge (GTR) est un vortex anticyclonique de la limite sud de la Bande équatoriale sud. Elle est relativement stable, et daterait d'au moins 300 ans.

La GTR a une sens de rotation anti-horaire, avec une période de six jours terrestres ou 14 jours joviens. Ses dimension sont de 24–40 000 km d'est en est et de 12–14 000 km du nord au sud. La tache est suffisamment grande pour contenir deux ou trois planètes de la taille de la Terre. Début 2004, la GTR faisait approximativement la moitié de sa longueur longitudinale d'il y a un siècle, quand elle faisait 40 000 km de diamètre. À la vitesse de réduction actuelle elle deviendra circulaire d'ici 2040.

Des données infrarouges ont montré que la GTR est plus froide que les autres nuages de la planète (et est donc plus en altitude) que les autres nuages de la planète; le sommet des nuages de la GTR se trouvent à environ 8 km au dessus des nuages environnant. Les vents sur les bords de la tache atteignent les 120 m/s (430 km/h).

Comparaison approximative de la taille de la Terre et de la GTR.

Une animation de la Grande tache rouge.

Oval BA est le nom officiel d'un orage de couleur rouge dans l'hémisphère sud de Jupiter et similaire, bien que plus petit, à la Grande tache rouge.

Oval BA (à gauche).

Formation de l'Oval BA à partir de trois ovales blancs.

Oval BA (en bas), Grande tache rouge (en haut) et "Baby Red Spot" (au milieu) en juin 2008.

Les orages sur Jupiter sont similaires à leurs homologues terrestres. Ils se révèlent via des nuages massifs et brillants d'une taille d'environ 1 000 km, qui apparaissent de temps en temps dans les régions cycloniques des bandes, particulièrement dans les courants-jets qui vont vers l'ouest (rétrograde). En opposition aux vortex, les orages sont des phénomènes de courte durée; les plus forts pouvant survivre quelques mois, bien que leur durée de vie moyenne n'est que de 3–4 jours. Ils sont probablement dus à la convection dans la troposphère de Jupiter. Les orages sont des colonnes convectives qui apportent l'air humide des profondeurs dans la partie haute de la troposphère, où il se condense en nuages. L'extension verticale des orages sur Jupiter est de 100 km; il s'étendent d'une région où la pression est de 5–7 bar, où la base de l'hypothétique couche de nuages d'eau est censée se trouver, à une région où la pression est de 0.2–0.5 bar.

Les orages sont, sur Jupiter, toujours accompagnés d'éclairs. Les éclairs qui frappent la planète sont plus puissants que ceux qui frappent la Terre. Toutefois ils sont moins fréquents et leur puissance lumineuse dans une région donnée est similaire à la Terre. Quelques éclairs ont été détectés dans les régions polaires faisant de Jupiter la seconde planète après la Terre à subir des éclairs polaires.

Tous les 15–17 ans Jupiter connait des orages plus puissants. Ils apparaissent à une latitude de 23°N. Le dernier évènement de ce type observé fut en mars–juin 2007.

Le modèle normal de « bandes » et de « zones » est parfois perturbé pendant un certain temps. Une des classes de perturbations est l'assombrissement de longue durée de la Zone tropicale sud. La plus longue perturbation de ce type enregistrée a duré de 1901 à 1939 et a été aperçue pour la première fois par Percy Molesworth le 28 février 1901. Elle prend la forme d'un assombrissement sur la zone tropicale sud qui est normalement claire.

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Source : Wikipedia