Des marées atmosphériques pour désynchroniser les exo-Terres

 

Figure 1 : Variations journalières de température en degrés (haut) et pression de surface en mbar (bas) moyennées sur une année et tracées en fonction du temps solaire (heures), le point sub-solaire correspondant à 12h. Les mesures ayant servi à produire ces courbes ont été enregistrées chaque minute durant les 365 jours de l’année 2013 au point de latitude 48.363° N et de longitude 2.700° E. Figure extraite d’Auclair-Desrotour et al. (2017a).

Depuis leur formation et jusqu’à la fin de leur vie, les systèmes planétaires sont en perpétuelle évolution. Cette évolution se traduit par la modification progressive des orbites et de la rotation des corps qui les composent. Sur de grandes échelles de temps, typiquement des dizaines ou des centaines de millions d’années, les planètes migrent, la forme de leur orbite change, de même que leur obliquité et leur vitesse de rotation. Ce processus, d’une grande complexité, trouve son origine dans les interactions mutuelles existant entre les planètes et leur étoile hôte. L’un de ses moteurs principaux est l’effet de marée, à savoir la déformation d’un corps causée par les astres voisins. Sur Terre, les effets de marées océaniques étaient connus dès l’antiquité. On a pu très tôt identifier la corrélation existant entre le passage de la Lune au zénith et les variations du niveau de la mer. Des effets similaires, quoique plus subtils, affectent la partie solide de la Terre, dont la surface se soulève et s’abaisse localement deux fois par jour sur une amplitude pouvant aller jusqu’à une trentaine de centimètres, et son atmosphère, qui subit des variations journalières de pression de l’ordre du millibar (cf. Figure 1).

 

Que le milieu soit fluide ou solide, c’est le même mécanisme qui est à l’œuvre :  soumis à une force de marée, une force gravifique dans le cas des marées océaniques, le corps se déforme et la dissipation interne d’énergie qui en résulte induit un retard entre la marée et l’astre perturbateur. Ce retard, par le transfert de moment angulaire qu’il permet, est la cause directe de l’évolution de la dynamique orbitale et rotationnelle des systèmes par effet de marée. Il se trouve notamment à l’origine du couple de marée responsable de la synchronisation spin-orbite de la Lune qui, tout au long de son mouvement, présente la même face à la Terre. 

Les marées atmosphériques possèdent une particularité notable par rapports aux effets de marées solides et océaniques : elles peuvent être générées par le chauffage périodique de l’étoile hôte associé au cycle jour-nuit. Et cette particularité leur confère la capacité d’induire un couple en opposition avec ceux générés par les marées gravifiques classiques, de sorte que la rotation de la planète ne tend plus vers la synchronisation spin-orbite mais vers un état d’équilibre asynchrone. Vénus nous donne une bonne illustration de cet effet. Étant le siège d’une compétition entre marées solides et marées thermiques atmosphériques, la planète se trouve aujourd’hui bloquée dans la configuration de rotation lente asynchrone que l’on peut observer.

 

Figure 2 : Couple de marée théorique exercé sur l’atmosphère d’un Jupiter chaud (N.m) en fonction de la période de la marée semidiurne (jours), calculé à l’aide d’un modèle semi-analytique pour deux temps caractéristiques de refroidissement radiatifs différents (traits bleu et rouge), et couple donné par l’expression analytique obtenue dans le régime asymptotique des basses fréquences (trait pointillé noir). Figure extraite d’Auclair-Desrotour & Leconte (2018a).

Le nombre en constante augmentation de systèmes extrasolaires et d’exoplanètes découverts à ce jour, et la formidable impulsion donnée à cette tendance par des missions futures telles que le télescope spatial James Webb (JWST) ou l’observatoire spatial PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO), nous obligent à nous interroger sur l’impact que peuvent avoir les marées atmosphériques sur les exo-Terres orbitant dans la zone habitable de leur étoile hôte. Il est impératif de comprendre cet impact pour caractériser le climat et les conditions de surface de ce type de planètes, qui dépendent sensiblement de la vitesse de rotation du corps.  

 

Cet objectif a motivé le développement de modèles de marées atmosphériques ab initio permettant d’établir un lien explicite entre le couple de marée exercé sur l’atmosphère et les paramètres physiques du système (fréquence de marée, taux de rotation de la planète, structure atmosphérique, temps caractéristiques des processus dissipatifs, etc.). En généralisant l’approche « terrestre », nous avons mis en évidence le rôle majeur joué par le refroidissement radiatif dans le domaine des basses fréquences de marée, soit précisément le domaine de fréquences dans lequel se situe Vénus. La modélisation a permis d’obtenir des solutions analytiques servant au diagnostic physique de la réponse de marées atmosphérique, utilisables dans le cadre d’une exploration large de l’espace des paramètres, et présentant un caractère prédictif.  Ces solutions montrent notamment l’impact significatif que peut avoir la stabilité de la stratification de l’atmosphère sur sa réponse de marée et la dissipation d’énergie associée.

 Enfin, l’application du modèle au cas des Jupiters chauds, qui sont des géantes gazeuses intensément irradiées par leur étoile hôte, suggère que les marées thermiques ont la capacité de générer des vents zonaux dans l’atmosphère de ces planètes via l’excitation de résonances caractéristiques des ondes formant la composante dynamique de la perturbation (cf. Figure 2). Ces travaux offrent des perspectives encourageantes en ce qui concerne la possibilité de coupler les modèles d’évolution planétaires à des modèles de marées atmosphériques réalistes et de prédire ainsi les configurations d’équilibre des planètes observées.

 

Contact au LAB : Pierre Auclair-Desrotour, équipe Exoplanètes, Climats et Évolution des Systèmes Planétaires (ECLIPSE)

Pour en savoir plus :

  1. Leconte, H. Wu, K. Menou, N. Murray, 2015, Science, 347, 6222
  2. Auclair-Desrotour, J. Laskar, S. Mathis, 2017, A&A, 603, A107
  3. Auclair-Desrotour, J. Laskar, S. Mathis, A. C. M. Correia, 2017, A&A, 603, A108
  4. Auclair-Desrotour, S. Mathis, J. Laskar, 2017, A&A, 609, A118
  5. Auclair-Desrotour, J. Leconte, 2018, A&A, 613, A45