Evasion atmosphérique - Atmospheric escape
La fuite atmosphérique est la perte de gaz atmosphériques planétaires vers l' espace extra-atmosphérique . Un certain nombre de mécanismes différents peuvent être responsables de l'échappement atmosphérique; ces processus peuvent être divisés en échappement thermique, échappement non thermique (ou suprathermique) et érosion par impact. L'importance relative de chaque processus de perte dépend de la vitesse de fuite de la planète , de sa composition atmosphérique et de sa distance à son étoile. L'évasion se produit lorsque l'énergie cinétique moléculaire surmonte l'énergie gravitationnelle ; en d'autres termes, une molécule peut s'échapper lorsqu'elle se déplace plus vite que la vitesse d'échappement de sa planète. Catégoriser le taux d'échappement atmosphérique dans les exoplanètes est nécessaire pour déterminer si une atmosphère persiste, et donc l' habitabilité et la probabilité de vie de l'exoplanète .
Mécanismes d'échappement thermique
L'échappement thermique se produit si la vitesse moléculaire due à l' énergie thermique est suffisamment élevée. L'échappement thermique se produit à toutes les échelles, du niveau moléculaire (échappement de Jeans) à l'écoulement atmosphérique massif (échappement hydrodynamique).
Jeans évasion
Un mécanisme d'échappement thermique classique est l' échappement de Jeans, du nom de l'astronome britannique Sir James Jeans , qui a le premier décrit ce processus de perte atmosphérique. Dans une quantité de gaz , la vitesse moyenne d'une molécule est mesurée par la température du gaz , mais les vitesses des molécules individuelles changent lorsqu'elles entrent en collision les unes avec les autres, gagnant et perdant de l'énergie cinétique. La variation de l'énergie cinétique entre les molécules est décrite par la distribution de Maxwell . L'énergie cinétique ( ), la masse ( ) et la vitesse ( ) d'une molécule sont liées par . Les molécules individuelles dans la queue haute de la distribution (où quelques particules ont des vitesses beaucoup plus élevées que la moyenne) peuvent atteindre une vitesse de fuite et quitter l'atmosphère, à condition qu'elles puissent s'échapper avant de subir une autre collision ; cela se produit principalement dans l' exosphère , où le libre parcours moyen est comparable en longueur à la hauteur de l'échelle de pression . Le nombre de particules capables de s'échapper dépend de la concentration moléculaire au niveau de l' exobase , qui est limitée par la diffusion à travers la thermosphère .
Trois facteurs contribuent fortement à l'importance relative de la fuite de Jeans : la masse de la molécule, la vitesse de fuite de la planète et le chauffage de la haute atmosphère par le rayonnement de l'étoile mère. Les molécules plus lourdes sont moins susceptibles de s'échapper car elles se déplacent plus lentement que les molécules plus légères à la même température. C'est pourquoi l' hydrogène s'échappe plus facilement de l'atmosphère que le dioxyde de carbone . Deuxièmement, une planète avec une masse plus importante a tendance à avoir plus de gravité, donc la vitesse d'échappement a tendance à être plus grande, et moins de particules gagneront l'énergie nécessaire pour s'échapper. C'est pourquoi les planètes géantes gazeuses retiennent encore des quantités importantes d'hydrogène, qui s'échappent plus facilement de l'atmosphère terrestre . Enfin, la distance à laquelle une planète orbite d'une étoile joue également un rôle ; une planète proche a une atmosphère plus chaude, avec des vitesses plus élevées et, par conséquent, une plus grande probabilité de fuite. Un corps éloigné a une atmosphère plus froide, avec des vitesses plus faibles et moins de chances de s'échapper.
Evasion hydrodynamique
Une atmosphère à haute pression et température peut également subir un échappement hydrodynamique. Dans ce cas, une grande quantité d'énergie thermique, généralement par rayonnement ultraviolet extrême , est absorbée par l'atmosphère. Lorsque les molécules sont chauffées, elles se dilatent vers le haut et sont encore accélérées jusqu'à ce qu'elles atteignent la vitesse d'échappement. Dans ce processus, des molécules plus légères peuvent entraîner avec elles des molécules plus lourdes lors de collisions alors qu'une plus grande quantité de gaz s'échappe. Des fuites hydrodynamiques ont été observées pour des exoplanètes proches de leur étoile hôte, dont la chaude Jupiter HD 209458b .
Evacuation non thermique (suprathermique)
Une fuite peut également se produire en raison d'interactions non thermiques. La plupart de ces processus se produisent en raison d' interactions photochimiques ou de particules chargées ( ions ).
Evasion photochimique
Dans la haute atmosphère, les photons ultraviolets de haute énergie peuvent réagir plus facilement avec les molécules. La photodissociation peut diviser une molécule en composants plus petits et fournir suffisamment d'énergie pour que ces composants s'échappent. La photoionisation produit des ions, qui peuvent être piégés dans la magnétosphère de la planète ou subir une recombinaison dissociative . Dans le premier cas, ces ions peuvent subir des mécanismes d'échappement décrits ci-après. Dans le second cas, l'ion se recombine avec un électron, libère de l'énergie et peut s'échapper.
Échappement par pulvérisation
L'excès d'énergie cinétique du vent solaire peut transmettre suffisamment d'énergie pour éjecter des particules atmosphériques, semblable à la pulvérisation d'une surface solide. Ce type d'interaction est plus prononcé en l'absence de magnétosphère planétaire, car le vent solaire chargé électriquement est dévié par des champs magnétiques , ce qui atténue la perte d'atmosphère.
Échange de charge évasion
Les ions du vent solaire ou de la magnétosphère peuvent échanger des charges avec des molécules de la haute atmosphère. Un ion en mouvement rapide peut capturer l'électron d'un neutre atmosphérique lent, créant un neutre rapide et un ion lent. L'ion lent est piégé sur les lignes de champ magnétique, mais le neutre rapide peut s'échapper.
Evasion du vent polaire
Les molécules atmosphériques peuvent également s'échapper des régions polaires sur une planète avec une magnétosphère, en raison du vent polaire . Près des pôles d'une magnétosphère, les lignes de champ magnétique sont ouvertes, permettant aux ions de l'atmosphère de s'échapper dans l'espace.
Érosion par impact
L' impact d'un gros météoroïde peut entraîner la perte d'atmosphère. Si une collision est suffisamment énergétique, il est possible pour les éjectas, y compris les molécules atmosphériques, d'atteindre la vitesse de fuite.
Afin d'avoir un effet significatif sur la fuite atmosphérique, le rayon du corps d'impact doit être plus grand que la hauteur de l' échelle . Le projectile peut donner de l'élan, et ainsi faciliter la fuite de l'atmosphère, de trois manières principales : (a) le météoroïde chauffe et accélère le gaz qu'il rencontre lorsqu'il se déplace dans l'atmosphère, (b) les éjectas solides du cratère d'impact chauffent les particules atmosphériques par la traînée lorsqu'ils sont éjectés, et (c) l'impact crée de la vapeur qui s'éloigne de la surface. Dans le premier cas, le gaz chauffé peut s'échapper d'une manière similaire à l'échappement hydrodynamique, mais à une échelle plus localisée. La plupart des fuites de l'érosion par impact se produisent en raison du troisième cas. L'atmosphère maximale pouvant être éjectée se situe au-dessus d'un plan tangent au site d'impact.
Processus dominants d'échappement et de perte atmosphérique dans le système solaire
Terre
L'échappement atmosphérique de l'hydrogène sur Terre est dû à l'échappement de Jeans (~ 10 - 40 %), l'échappement d'échange de charge (~ 60 - 90 %) et l'échappement du vent polaire (~ 10 - 15 %), perdant actuellement environ 3 kg/s de hydrogène. De plus, la Terre perd environ 50 g/s d'hélium principalement par le vent polaire. L'échappement des autres constituants atmosphériques est beaucoup plus faible. Une équipe de recherche japonaise en 2017 a trouvé des preuves d'un petit nombre d'ions d'oxygène sur la lune provenant de la Terre.
Dans 1 milliard d'années, le Soleil sera 10 % plus brillant qu'il ne l'est maintenant, ce qui le rendra suffisamment chaud pour que la Terre perde suffisamment d'hydrogène dans l'espace pour lui faire perdre toute son eau (Voir Avenir de la Terre # Perte des océans ).
Vénus
Des modèles récents indiquent que la fuite d'hydrogène sur Vénus est presque entièrement due à des mécanismes suprathermiques, principalement des réactions photochimiques et des échanges de charge avec le vent solaire. L'échappement d'oxygène est dominé par l'échange de charge et l'échappement par pulvérisation. Venus Express a mesuré l'effet des éjections de masse coronale sur le taux d'échappement atmosphérique de Vénus, et les chercheurs ont trouvé un facteur de 1,9 augmentation du taux d'échappement pendant les périodes d'éjection de masse coronale accrue par rapport à une météo spatiale plus calme.
Mars
Mars primordiale a également souffert des effets cumulatifs de multiples petits événements d'érosion par impact, et des observations récentes avec MAVEN suggèrent que 66% du 36 Ar dans l'atmosphère martienne ont été perdus au cours des 4 derniers milliards d'années en raison de l'échappement suprathermique, et la quantité de Le CO 2 perdu au cours de la même période est d'environ 0,5 bar ou plus.
La mission MAVEN a également exploré le taux actuel d'échappement atmosphérique de Mars. La fuite de Jeans joue un rôle important dans la fuite continue d'hydrogène sur Mars, contribuant à un taux de perte qui varie entre 160 et 1800 g/s. La perte d'oxygène est dominée par les méthodes suprathermiques : les fuites photochimiques (~ 1300 g/s), d'échange de charge (~ 130 g/s) et par pulvérisation (~ 80 g/s) se combinent pour un taux de perte totale de ~ 1500 g/s. D'autres atomes lourds, tels que le carbone et l'azote, sont principalement perdus en raison de réactions photochimiques et d'interactions avec le vent solaire.
Titan et Io
La lune Titan de Saturne et la lune Io de Jupiter ont des atmosphères et sont soumises à des processus de perte atmosphérique. Ils n'ont pas de champs magnétiques propres, mais des planètes en orbite avec de puissants champs magnétiques, ce qui protège ces lunes du vent solaire lorsque son orbite est dans le choc de l' arc . Cependant, Titan passe environ la moitié de son temps de transit en dehors du choc de l'étrave, soumis à des vents solaires sans entrave. L' énergie cinétique obtenue grâce au captage et à la pulvérisation associés aux vents solaires augmente l'échappement thermique tout au long du transit de Titan, provoquant l'échappement d'hydrogène neutre. L'hydrogène échappé maintient une orbite dans le sillage de Titan, créant un tore d' hydrogène neutre autour de Saturne. Io, dans son transit autour de Jupiter, rencontre un nuage de plasma. L'interaction avec le nuage de plasma induit une pulvérisation cathodique, qui déclenche des particules de sodium . L'interaction produit un nuage de sodium chargé en forme de banane stationnaire le long d'une partie de l'orbite de Io.
Observations de l'échappement atmosphérique d'une exoplanète
Des études sur les exoplanètes ont mesuré la fuite atmosphérique comme moyen de déterminer la composition atmosphérique et l'habitabilité. La méthode la plus courante est l' absorption de la ligne Lyman-alpha . Tout comme les exoplanètes sont découvertes en utilisant la gradation de la luminosité d'une étoile distante ( transit ), l'examen spécifique des longueurs d'onde correspondant à l' absorption d' hydrogène décrit la quantité d'hydrogène présente dans une sphère autour de l'exoplanète. Cette méthode indique que les Jupiters chauds HD209458b et HD189733b et Hot Neptune GJ436b connaissent une fuite atmosphérique importante.
Autres mécanismes de perte atmosphérique
La séquestration n'est pas une forme d'évasion de la planète, mais une perte de molécules de l'atmosphère vers la planète. Il se produit sur Terre lorsque la vapeur d'eau se condense pour former de la pluie ou de la glace glaciaire , lorsque le dioxyde de carbone est séquestré dans les sédiments ou recyclé dans les océans , ou lorsque les roches sont oxydées (par exemple, en augmentant les états d'oxydation des roches ferriques de Fe 2+ à Fe 3+ ). Les gaz peuvent également être séquestrés par adsorption , où de fines particules dans le régolithe capturent le gaz qui adhère aux particules de surface.
Les références
Lectures complémentaires
- Zahnle, Kevin J. ; Catling, David C. (mai 2009). "L'atmosphère qui fuit de notre planète" . Scientifique américain .
- Ingersoll, Andrew P. (2013). Climats planétaires . Princeton, New Jersey : Princeton University Press. ISBN 9781400848232 . OCLC 855906548 .
- Hunten, DM (1993). « L'évolution atmosphérique des planètes telluriques ». Sciences . 259 (5097) : 915-920. Bibcode : 1993Sci ... 259..915H . doi : 10.1126/science.259.5097.915 . S2CID 178360068 .
- Lammer, H.; Bauer, SJ (1993). « La perte de masse atmosphérique de Titan par pulvérisation cathodique ». Sciences planétaires et spatiales . 41 (9) : 657-663. Bibcode : 1993P & SS ... 41..657L . doi : 10.1016/0032-0633(93)90049-8 .