Modélisation atmosphérique d'Uranus et Neptune : circulation et structure thermique

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.