Composition du jury

– Pascal Rannou (GSMA)
– Franck Selsis (LAB)
– Gabriella Gilli (Instituto De Astrofisica De Andalucia)
– Sandrine Vinatier (LESIA)
– Ricardo Hueso (Escuela Técnica Superior de Ingeniería)
– Cyril Szopa (LATMOS)

Résumé

Les survols d’Uranus et de Neptune par Voyager 2 en 1986 et 1989 ont mis en évidence une intense circulation zonale et une activité météorologique inattendue. Caractérisée par un jet prograde à mi-latitude dans chaque hémisphère et un jet rétrograde centré sur l’équateur, la structure zonale du vent est similaire sur ces deux planètes malgré un forçage radiatif saisonnier très différent. La compréhension de la circulation atmosphérique dans les planètes géantes gazeuses et glacées, avec des aspects de planétologie comparée qui pourraient être pertinents pour la communauté des exoplanètes, est l’un des principaux défis actuels de la physique des atmosphères planétaires. Les radio-occultations et l’expérience IRIS lors du survol de Voyager 2 ont également fourni des informations importantes sur la structure thermique d’Uranus et de Neptune. Malgré une faible irradiation, la stratosphère est plus chaude que prévu. Les précédents modèles n’ont pas réussi à reproduire la température observée avec des sources de chauffage réalistes. De plus, la variabilité saisonnière de la structure thermique reste à démontrer pour Uranus.
Pour évaluer le rôle de plusieurs sources de chaleur et caractériser les variations saisonnières, nous utilisons le modèle radiatif-convectif développé par le Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD), précédemment utilisé pour les atmosphères des planètes géantes gazeuses. Nous constatons que les aérosols permettent de réconcilier le profil de température simulé et le profil de température observé de Voyager 2. Le chauffage produit par les aérosols est suffisant pour réduire l’écart précédent de 50 K à 5 K à 0,1 hPa. L’ajout d’une conduction thermosphérique permet de rapprocher, aux niveaux les plus hauts de notre modèle, le profil de température avec les observations. Dans le cas de Neptune, toutes les hypothèses testées n’ont pas permis de réchauffer la stratosphère. La température méridienne reproduite sur Uranus et Neptune n’est pas cohérente avec la structure thermique de la tropopause obtenue par l’expérience IRIS et par les observatoires au sol pour la stratosphère. Dans nos simulations, une variation saisonnière est observée au-dessus de la tropopause où le contraste maximal de température est décalé de 90° après le solstice d’été sur Uranus et il se produit à 50° après les solstices sur Neptune.
Pour reproduire les jets zonaux ainsi que la forte activité météorologique sur Uranus et Neptune, des simulations numériques à résolution de 1° ont été réalisées avec un modèle global du climat (GCM) appelé DYNAMICO Ice Giants Planetary Climate Model. Selon notre GCM, le vent zonal a une structure complexe en altitude sur Uranus et Neptune. La moyenne zonale du vent zonal sur l’ensemble de l’année montre un jet rétrograde centré près de l’équateur et un jet prograde aux latitudes moyennes dans chaque hémisphère sur les deux planètes. Une activité ondulatoire significative a été identifiée dans nos simulations. Nous avons pu déterminer que les tourbillons de petite échelle et la circulation résiduelle contribuent à l’accélération des jets progrades aux latitudes moyennes. En parallèle, nous avons identifié une oscillation équatoriale sur Uranus avec une période d’un an en moyenne. Nous identifions les extrema locaux observés sur ce profil comme étant les anomalies de température causées par cette oscillation. La structure thermique méridienne est très différente de celle obtenue avec le modèle radiatif-convectif. Les variations saisonnières sont ici fortement atténuées. Les variations méridiennes et temporelles observées sur Neptune sont qualitativement similaires à celles simulées par notre GCM. Une circulation méridienne a été identifiée en utilisant le formalisme en moyenne eulérienne transformée ou classique. Dans le cas classique, une circulation très similaire à celle déduite des observations a été reproduite sur Uranus.

Abstract

Flyby of Uranus and Neptune by Voyager 2 in 1986 and 1989 have shown an intense zonal circulation and an unexpected meteorological activity. Characterized by a prograde jet at mid-latitude in each hemisphere and a retrograde jet centered on the equator, the zonal structure of the wind is similar on these two planets despite a very different seasonal radiative forcing. Understanding atmospheric circulation in gas and ice giant planets, with comparative planetology aspects that could be relevant to the exoplanet community is one of the major current challenges in physics of planetary atmospheres. The radio-occultations and IRIS experiment from Voyager 2 flyby provided also important information about the thermal structure of Uranus and Neptune. Despite a low irradiance, the stratosphere is warmer than expected. The previous models failed to reproduce the observed temperature with realistic heating sources. The seasonal variability of the thermal structure remains to be questionable for Uranus.
To evaluate the role of several heat sources and characterised the seasonal variations, we use the radiative-convective model developed by the Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD), previously used for the atmospheres of gas giant planets. We find that aerosols particles can reconcile the simulated temperature profile and the Voyager 2 temperature profile. The heating produced by the hazes is sufficient to reduce the previous gap of 50 K to 5 K at 0.1 hPa. By adding a thermospheric conduction, the conduction allows to keep closer at the lowest levels of our model the temperature profile with the observations. In the case of Neptune, all hypothesis tested could not warm stratosphere. The meridional temperature reproduced on Uranus and Neptune is inconsistent with the thermal structure at the tropopause retrieved by IRIS experiment and by ground-based observatories for the stratosphere. In our simulations, a seasonal variation is seen above the tropopause where the maximum zonal contrast is shifted by 90° following the summer solstice on Uranus and on Neptune, it occurs at 50° in solar longitude following the solstices.
To reproduce the zonal jets as well as the strong meteorological activity on Uranus and Neptune, 1° resolution numerical simulations has been performed with a Global Climate Model (GCM) named DYNAMICO Ice Giants Planetary Climate Model. According to our GCM, the zonal wind has a complex structure in altitude on Uranus and Neptune. The zonal-mean zonal wind speed averaged over the whole year show a retrograde jet centered near the equateur and a prograde jet at mid-latitudes in each hemisphere on both planets. Significant wave activity was identified in our simulations. Using the transformed eulerian mean formalism, we were able to determine that small-scale eddies and residual circulation contribute to the acceleration of prograde jets at mid-latitudes. At the same time, we identified an equatorial oscillation on Uranus with a period of one year on average. We identify the local extrema observed on this profile as being the temperature anomalies caused by this oscillation. The meridional thermal structure is very different from that obtained with the radiative-convective model. Seasonal variations are greatly attenuated by atmospheric dynamics. The meridional and temporal variations observed on Neptune are qualitatively similar to those simulated by our model. A meridional circulation has been identified using the transformed and classical Eulerian mean formalism. In the classical case, a circulation very similar to that deduced from the observations has been reproduced on Uranus.