7.2.1 G´en´eralit´es
La formation nuageuse est un probl`eme complexe de la physique at-mosph´erique. Mais il est tr`es important d’identifier les processus physico-chimiques qui conduisent `a la formation des nuages dans l’atmosph`ere. En effet, les nuages influent sur la structure thermique de l’atmosph`ere ainsi que sur l’alb´edo de la plan`ete, en att´enuant ou en augmentant le flux stellaire r´efl´echi. On comprend ais´ement qu’un nuage tr`es refl´echissant en haut de l’at-mosph`ere r´efl´echit plus de lumi`ere qu’un nuage ayant les mˆemes propri´et´es optiques mais situ´e plus en profondeur. Dans l’infrarouge particuli`erement, le rayonnement stellaire incident qui p´en`etre une atmosph`ere non contamin´ee par de la poussi`ere ou par des couches nuageuses est absorb´ee avant d’ˆetre r´efl´echie par un nuage en profondeur.
Lorsque l’´equilibre thermochimique est satisfait, la condensation des ´el´ements r´efractaires, en phase solide ou liquide, varie beaucoup plus vite en fonction de la temp´erature qu’en fonction de la pression puisque la constante de r´eaction varie comme e H=T (H est l’enthalpie de formation) et comme une puissanceαde la pression, Pα. Il est donc naturel de pr´eciser la r´egion de formation des condensats en terme de temp´erature plut ˆot qu’en terme de pression.
Dans la troposph`ere, la temp´erature d´ecroit avec l’altitude. Diff´erents ´el´ements r´efractaires peuvent alors condenser successivement. Ti, Al, Zr et V condensent entre 2000 et 2500 K. Plus haut, donc `a des temp´eratures plus faibles apparaissent les condensats de fer Fe, de silicium Si et magn´esium Mg. Fe et les silicates de magn´esium condensent au-dessus de 1500 K aux pressions consid´er´ees ( 1 bar). Parmi ces ´el´ements lourds, le nuage de fer est le plus profond. Au-dessus, on trouve les nuages de silicate : la forst´erite Mg2SiO4 et l’enstatite MgSiO3. Finalement, le Si restant apr`es la formation de ces nuages peut condenser en quartz SiO2. En ce qui concerne les Jupi-ter chauds, la temp´erature attendue dans la troposph`ere ne descend pas au-dessous de 500 K ; par cons´equent, les esp`eces gazeuses mineures, eau et am-moniac en particulier, pour lesquels les points de condensation sont inf´erieurs `a 300 et 200 K respectivement, ne condensent pas dans l’atmosph`ere. Ceci n’est pas le cas dans les plan`etes g´eantes du Syst`eme Solaire, plus froides.
Dans notre mod`ele, une unique couche nuageuse optiquement ´epaisse couvre la plan`ete enti`ere. Le nuage est caract´eris´e par une seule taille de
parti-7.2 Nature des nuages au bas de l’atmosph`ere 63
cule. Bien qu’il existe sans nul doute une distribution de la taille des particules (Burrows et al., 1997), elle est compl`etement inconnue `a ce jour en l’absence de donn´ees pr´ecises des processus microphysiques qui gouvernent la structure nuageuse dans l’atmosph`ere de ces objets.
Le nuage poss`ede une r´eflectivit´e variable avec la longueur d’onde, que l’on calcule `a partir des propri´et´es optiques du mat´eriau et de la taille de par-ticule. Il constitue la limite inf´erieure de notre mod`ele. Les processus d’ab-sorption et de diffusion `a l’int´erieur de ce nuage ne sont pas ´etudi´es ici.
7.2.2 R´eactions de condensation
La formation du nuage de fer ou de silicates est susceptible de se produire en suivant les r´eactions nettes :
Fe(g) () Fe(s,l) (7.6) 2Mg+SiO+3H2O () Mg2SiO4(s) +3H2 (7.7) Mg+SiO+2H2O () MgSiO3(s) +2H2 (7.8) SiO+H2O () SiO2(s) +2H2 (7.9)
Les indices g,s et l indiquent respectivement la phase vapeur, solide et liquide. En consid´erant des abondances ´el´ementaires solaires , les niveaux de temp´erature de condensation sont 1950 K pour Fe, 1800 K pour Mg2SiO4, 1750 K pour MgSiO3et 1650 K pour SiO2. Dans ces r´eactions, la plupart du SiO est consomm´e pour former les nuages de Mg2SiO4 et MgSiO3. La partie de SiO restant permet alors la formation d’un nuage de SiO2 tr`es pr`es du niveau de condensation de MgSiO3. Nous n’avons pas inclus le nuage de quartz dans notre mod`ele `a cause de l’absence de bonnes donn´ees spectroscopiques dans le visible et proche-infrarouge. Les courbes de condensation de Fe, Mg2SiO4et MgSiO3pour une abondance solaire ´el´ementaire sont visibles sur la figure 7.2. Les donn´ees thermochimiques, notamment l’entropie et l’enthalpie de for-mation, impliqu´ees dans le calcul des niveaux de condensation des nuages, sont tir´ees des JANAF thermochemical tables (Chase et al., 1985).
Les profils d’´equilibre de condensation des esp`eces retenues dans le mod`ele se calculent en utilisant la loi d’action de masse. L’illustration de la m´ethode est appliqu´ee `a la r´eaction 7.8, par exemple.
A une temp´erature T, l’´energie libre de formation de la r´eaction s’´ecrit :
GÆ f(T)=HÆ f(T) TSÆ f(T) (7.10) o `uHÆ f etSÆ
f sont, respectivement, l’enthalpie libre et l’entropie libre de for-mation de la r´eaction. A l’´equilibre, on a :GÆ
f(T) = RT ln Kp o `u Kp est la constante de r´eaction. Kps’exprime en fonction des pressions partielles pides constituants i ou en fonction de leur abondance respective qiet de la pression
FIG.7.2: Courbes de condensation des compos´es condensables retenus dans le mod`ele. On a donn´e aussi les courbes de condensation de l’eau et de l’ammoniac, pour compa-raison. totale P : Kp = p2 H2 pMgpSiOp2 H2O (7.11a) = q2H2 qMgqSiOq2 H2O 1 P2 (7.11b)
En combinant 7.10 et 7.11b, on obtient donc le profil de condensation T(P) de MgSiO3en r´esolvant (par it´erations successives) :
Tc= GÆ f(Tc) R 1 ln qMgqSiOq2 H2O q2 H2 P2 (7.12)
Ajoutons quelques commentaires concernant le fer et les silicates r´efractaires. Le fer en phase vapeur condense sous forme m´etallique (solide) jusqu’`a 1800 K. Ensuite il devient liquide. D’autre part, Le fer m´etallique peut ˆetre oxyd´e par la vapeur d’eau `a basse temp´erature selon la r´eaction :
Fe(s)
+H2O() FeO(s)