Caractéristiques du modèle

Variations des paramètres orbitaux de Jupiter

Jupiter, avec un demi-grand axe de 5,2 ua, orbite autour du Soleil en 11,86 ans. Sa configuration orbitale est telle que son périhélie se produit durant la saison de printemps dans l’hémisphère nord. Les caractéristiques et paramètres orbitaux de Jupiter sont pré-sentés et comparés aux autres planètes géantes sur la table 1.3. La figure 4.1 présente

Figure 4.1 – Représentation des saisons sur Jupiter. La position de Jupiter sur son orbite est

repérée par la longitude héliocentrique, Ls. Aux positions Ls = 0◦

, 90◦

, 180◦

, 270◦

correspondent l’équinoxe vernal de Jupiter, le solstice d’été, l’équinoxe d’automne et le solstice d’hiver dans l’hé-misphère nord. Les missions spatiales qui ont survolé ou orbité autour de Jupiter sont représentées. Basé sur le calculateur d’éphéméride JPL-HORIZONS (J2000).

une vue d’ensemble des différentes saisons sur Jupiter, avec les survols de la majorité des missions répertoriées dans le tableau 4.1.

Le périhélie de Jupiter se produit durant la saison de printemps dans l’hémisphère nord, les saisons de printemps et d’été dans cet hémisphère sont plus courtes que ces mêmes saisons dans l’hémisphère sud. La figure 4.2 présente, de façon similaire à la figure 2.2 pour Saturne, l’évolution de la déclinaison solaire sur Jupiter ainsi que sa distance héliocentrique en fonction de sa position orbitale.

Les missions Voyager ont révélé l’existence des anneaux de Jupiter (Smith et al., 1979). Notre modèle de Jupiter ne prend pas en compte l’occultation du rayonnement solaire par ces anneaux car leurs opacités, mesurées de 450 nm à 950 nm à l’aide des sondes Voyager, Galileo, Cassini et complémentées par des observations au sol, sont extrêmement faibles,

de l’ordre de ≈ 10−6 (Throop et al., 2004).

Profil de température

Nous considérerons que le profil de température est homogène avec la latitude. Il est tiré des travaux de Fouchet et al. (2000) et est basé sur le profil de température mesuré par la sonde Galileo lors de sa rentrée dans l’atmosphère de Jupiter (Seiff et al., 1998).

Notons que ce profil a été modifié de 30 mbar à 10−3mbar par rapport aux mesures de

Galileo pour rendre compte des observations ISO/SWS (Fouchet et al., 2000). Il fut par ailleurs lissé verticalement afin de supprimer les oscillations verticales de température

Distanc e hélioc en tr ique [ua] D éclinaison solair e [D eg] t/Torb

Figure 4.2 – Évolution de la déclinaison solaire sur Jupiter en considérant son excentricité e =

0,04839 (trait plein rouge) ainsi qu’une excentricité nulle (pointillés rouge). L’origine de la fraction

orbitale t/Torb est prise à l’équinoxe de printemps dans l’hémisphère nord (Ls = 0◦). La variation

de distance héliocentrique correspondante de Jupiter (tirets bleus) est tracée sur l’échelle verticale

de droite. La ligne verticale à t/Torb = 0,5 correspond au moment ou la planète a effectué la moitié

de sa période orbitale. L’équinoxe d’automne dans l’hémisphère nord se produit avant que la planète

ait effectuée une demi-période (t/Torb = 0,47) du fait de la position du périhélie de Jupiter proche

de son solstice d’hiver dans l’hémisphère nord (à t/Torb = 0,23).

mesurées par Galileo, qui sont très probablement causées par l’oscillation équatoriale de Jupiter (Quasi-Quadrennial Oscillation, QQO, voir par exemple Baldwin et al. (2001); Leovy et al. (1991); Orton et al. (1991)). Ce profil est représenté sur la figure 4.3.

La quantité de rayonnement solaire que Jupiter reçoit est, à l’instar de Saturne, une quantité fondamentale à la fois dans la régulation de la structure thermique de cette planète (Yelle et al., 2001), ainsi que dans sa composition chimique (Gladstone et al., 1996; Moses et al., 2005). À cause de la faible obliquité de Jupiter par rapport à Saturne, les effets saisonniers sont probablement plus faibles. Par ailleurs, le choix d’un profil de température uniforme en latitude est appuyé par les observations suivantes :

– Le gradient latitudinal de température sur Jupiter, mesuré par Cassini/CIRS, est de l’ordre de 7-8 K à 5 mbar (Nixon et al., 2007), alors que cette même sonde mesura un gradient d’environ 40 K à 2,1 mbar sur Saturne en 2005 (Sinclair et al., 2013). – Le gradient latitudinal de température dans la haute troposphère (∼ 200 mbar)

est négligeable sur Jupiter (Nixon et al., 2007) alors qu’il était d’environ 10 K sur Saturne à ce même niveau de pression en 2005 (Fletcher et al., 2007b).

– L’évolution temporelle entre les températures mesurées par Voyager/IRIS et Cas-sini/CIRS, temporellement distantes de ∼ 21,8 ans (soit 1,76 années joviennes) sont inférieures à 10 K dans la basse stratosphère (10 mbar) et restent inférieures à 15 K dans la haute stratosphère (de 1 à 0,01 mbar) (Simon-Miller et al., 2006; Nixon et al., 2010). Notons que les mesures effectuées par Voyager et Cassini sur Jupiter sont des instantanées (à la différence des orbiteurs). Ainsi, les données présentées par Simon-Miller et al. (2006) et Nixon et al. (2010) peuvent capturer une des phases

0.0001 0.001 0.01 0.1 1 10 100 1000 110 120 130 140 150 160 170 180 190 200 Pression [mbar] Temperature [K]

Figure 4.3 – Profil de température de l’atmosphère de Jupiter, basé sur Fouchet et al. (2000) et

Seiff et al. (1998).

de l’oscillation équatoriale de Jupiter.

Profil de diffusion turbulente

Dans cette partie, nous comparons les prédictions du modèle photochimique saisonnier de Jupiter avec les observations de Cassini publiées par Nixon et al. (2007, 2010). Ces auteurs prirent les résultats du modèle photochimique de Bishop et al. (1998) en tant qu’a priori pour la distribution de CH₄, C₂H₂ et C₂H₆ dans leur modèle d’inversion de spectre. Pour une meilleure cohérence, nous avons tenté de reproduire le plus fidèlement possible le profil vertical du méthane du modèle de Bishop et al. (1998).

un coefficient de Kzz = 2,0×102 cm2s−1 dans la troposphère, (ii) une variation de celui-ci

suivant Kzz ∝ n−0,6 (n étant la concentration) dans la stratosphère et (iii) un coefficient

de Kzz = 2,0×106 cm2s−1 au-dessus de l’homopause du méthane. Par ailleurs, Nixon et al.

(2007) supposent que l’homopause de méthane de situe à ≈ 10−2mbar.

Nous avons donc, dans un premier temps, utilisé le profil de diffusion turbulente pro-posé par Nixon et al. (2007) et observé que l’accord entre les résultats du modèle pho-tochimique présenté ici et celui de Bishop et al. (1998) ne coïncidait pas. En effet, les résultats obtenus avec notre modèle prédisent une position de l’homopause plus haute que celle définie dans le modèle de Bishop et al. (1998). Les différences entre les deux modèles peuvent s’expliquer des façons suivantes :

– le schéma numérique utilisé dans le modèle photochimique est différent (voir annexe A.4).

– le coefficient de diffusion moléculaire, qui n’est pas présenté par Bishop et al. (1998), est différent de celui utilisé dans notre modèle.

Finalement, nous avons utilisé le profil de diffusion turbulente C, tiré de Moses et al.

(2005) qui permet une reproduction satisfaisante des observations de CH4 de New Horizons

lors de son survol de Jupiter (Greathouse et al., 2010). Les profils de CH4 obtenus avec

les différents coefficients de diffusion turbulente sont présentés sur la figure 4.4. 1e-06 1e-05 0.0001 0.001 0.01 0.1 1

1e-12 1e-11 1e-10 1e-09 1e-08 1e-07 1e-06 1e-05 0.0001 0.001 0.01

Nixon et al. 2007 Moses A Moses B Moses C Greathouse et al. 2010

Pression [mbar]

Figure 4.4 – Profils verticaux du méthane prédits à l’aide de coefficients de diffusion turbulente

variés. En noir, le profil de Nixon et al. (2007). En rouge, le profil C, tiré de Moses et al. (2005) et utilisé dans ce travail. Les profils de méthane obtenus avec les coefficients de diffusion turbulente A et B tirés de Moses et al. (2005) sont représentés en vert et orange, respectivement. Les données ob-servationnelles proviennent d’une occultation stellaire effectuée par New Horizons/UVS (Greathouse et al., 2010).

Le profil de diffusion turbulente utilisé ici est présenté sur la figure 4.5 ainsi que les autres coefficients proposés par Moses et al. (2005).

Coefficient de diffusion turbulente [cm2s-1]

P

ression [mbar]

D(CH₄)

Nixon et al.

Figure4.5 – Représentation des coefficients de diffusion turbulente (traits pleins en couleurs) en

fonction de la pression. Le coefficient de diffusion moléculaire du méthane est représenté en noir. Le coefficient utilisé dans cette étude est le coefficient C tiré de Moses et al. (2005), représenté en rouge. Pour comparaison, les coefficients de diffusion turbulente A et B, tiré de Moses et al. (2005) sont représentés en vert et orange, respectivement.

Réseau chimique

Il convient de vérifier dans un premier temps que le réseau réduit déterminé pour l’atmosphère de Saturne (cf partie 1.7) est aussi adapté à l’atmosphère de Jupiter.

Pour cela, nous nous sommes placés dans un cas d’étude dans lequel nous modéliserons les profils d’abondance de C2H2, C2H6 et C2H4 avec le réseau réduit et le réseau nominal. Ce dernier est le réseau chimique le plus complet vis-à-vis des connaissances actuelles.

La figure 4.6 présente les profils verticaux de C2H2, C2H6 et C2H4 modélisés avec le réseau réduit de Saturne et le réseau nominal. Ces profils ont été obtenu à l’aide du modèle photochimique de Dobrijevic et al. (2011) adapté à Jupiter. L’accord est satisfaisant pour C2H2 et C2H6.

À des pressions supérieures à 10 mbar, des écarts sont notables dans les profils de C2H2

et C2H4 ainsi que pour des pressions inférieures à 0,01 mbar pour C2H4. Ceux-ci restent

toutefois acceptables lorsqu’ils sont comparés aux barres d’erreurs du modèle (voir partie 2.2).

Nous avons donc utilisé le réseau chimique réduit présenté dans le chapitre 1 pour modéliser la photochimie jovienne.