Séparation des composantes

Ces deux composantes seront traitées séparément dans la suite de ce chapitre. En général, les planètes sont largement plus froides que la photosphère de leur étoile, si bien que le flux réfléchi et le flux thermique s'observent de façon disjointe dans le spectre de la planète (voir figure). Cependant, ce n'est pas le cas pour les exoplanètes très chaudes, pour lesquelles le recouvrement des deux composantes n'est pas négligeable si bien que la séparation entre ces deux catégories perd de sa pertinence.

Composantes réfléchie et thermique

Irradiances spectrales émises ou réfléchies en provenance de quelques atmosphères planétaires. On distingue les deux composantes : la composante thermique du corps et la composante correspondant au flux solaire ou stellaire réfléchi par la planète. Cette distinction perd de son sens physique pour une planète très chaude comme 51PegB.

Crédit : Loïc Rossi CC-BY-SA

Dans le cas du système solaire, il est usuel de traiter le flux à des longueurs d'onde plus courtes que 5 µm (incluant donc l'UV, le visible et l'IR proche) comme provenant quasi-exclusivement du Soleil, et les longueurs d'onde plus grandes comme provenant de l'émission thermique du corps observé (incluant donc l'IR moyen et lointain, ainsi les domaines sub-millimétrique et radio). La relation mathématique entre température d'un corps noir et la longueur d'onde du maximum spectral s'appelle la loi de Wien : pour une étoile de température de surface voisine de quelques milliers de Kelvins, il se situe dans le domaine visible voire UV, tandis que pour une planète de température effective voisine de quelques dizaines à quelques centaines de Kelvins, il se situe dans le domaine IR.

Observations atmosphériques

Dans le cas de Mars et Vénus, les spectres dans l'infrarouge proche de ces planètes sont dominés par l'absorption due au dioxyde de carbone (CO₂), composant majoritaire de leurs atmosphères. Dans l'ultraviolet, le spectre de Vénus est dominé par l'absorption due au dioxyde de soufre (SO₂) ainsi que par un absorbant dont la composition n'est pas encore connue. Dans le cas de la Terre, ce même domaine spectral est dominé par l'absorption due à la vapeur d'eau et au CO₂ (ainsi qu'au méthane dans une moindre mesure), tandis que le spectre visible et UV révèle la présence d'ozone O₃ et de dioxygène O₂. Le spectre réfléchi de Titan est quant à lui largement dominé par l'absorption du méthane CH₄ et des aérosols présents dans son atmosphère.

Spectre de la Terre vu par Galileo

Luminance spectrale en provenance de la Terre et observée par la sonde Galileo alors en route vers Jupiter. Les spectres révèlent de grandes quantités d'eau, d'oxygène ainsi que du méthane. Les quantiés mesurées par Galileo témoignent d'une activité biologique intense.

Crédit : Adapté de Sagan et al. (1993).

La nature physique des objets diffuseurs varient selon le corps observé. Au sein de l'atmosphère terrestre, la diffusion est principalement le fait des molécules d'air (régime de Rayleigh), ainsi que des nuages d'eau (recouvrant à tout moment environ 50% de notre planète). Pour Vénus, les nuages épais et omniprésents empêchent toute observation de la surface en lumière solaire. Dans le cas de Mars, l'atmosphère peu dense ne crée pas beaucoup de diffusion Rayleigh, en revanche les poussières soulevées dans l'atmosphère par les tempêtes ainsi que les nuages de glace contribuent à la diffusion de la lumière solaire vers l'observateur de façon significative.

Nuages de Vénus en UV

Photographie en UV proche (365 nm) des nuages supérieurs de Vénus côté jour. La nature physique des contrastes observés est encore en partie mystérieuse à ce jour.

Crédit : ESA (mission Venus Express)

Observations des surfaces

L'observations des surfaces de Mars et de la Terre depuis l'espace permettent de déterminer partiellement leurs compositions : la surface de Mars comporte ainsi des oxydes de fer en quantité significative qui lui donnent cette teinte "rouillée". La présence de silicates et de phyllosilicates (dont des argiles) est également décelable, ainsi que celle de sulfates.

Surface martienne

Panorama martien observé par le rover Curiosity de la NASA. La couleur caractéristique de la surface martienne apparaît clairement, ainsi que la diffusion de la lumière par les poussières en suspension dans l'atmosphère.

Crédit : NASA

Sur Terre, en plus des silicates et autres roches nues visibles dans les déserts, la végétation (chlorophylle) présente une absorption caractéristique en infrarouge proche. De plus, les étendues liquides (mers, océans) sont nettement reprérables également, via le phénomène de réflexion spéculaire (miroitante) typique des surfaces lisses.

Chlorophylle vue en IR proche

Photographie en IR proche de la rivière Neckar en Allemagne. La réflectance très élevée de la chlorophylle des arbres est particulièrement frappante.

Crédit : Cyrill Harnischmacher

Dans le cas de Titan, les observations de surface sont limitées à quelques fenêtres spectrales dans l'IR proche. Ces dernières révèlent des zones claires et sombes indiquant une présence variable de composés organiques sombres (par rapport à la glace environnante) à la surface. Le phénomène de réflexion spéculaire est également observé près des régions polaires, indiquant par là la présence de lacs d'hydrocarbures liquides.

Réflexion spéculaire sur les lacs de Titan

Réflexion en IR proche de la lumière solaire à la surface d'un lac de Titan situé près du pôle Nord.

Crédit : NASA (mission Cassini)

Système solaire

Les spectres thermiques en provenance des planètes du système solaire nous renseignement notamment sur :

• Vénus & Mars Présence de CO₂, de H₂O, de CO, de nuages (et/ou de poussières dans le cas de Mars). Pour Vénus, le sondage thermique s'étend même sous les nuages dans quelques fenêtres de transparence laissées par CO₂, permettant des mesures profondes de CO, OCS, de la vapeur d'eau H₂O et son isotope lourd HDO, de SO₂, HF, HCl, etc.
• Planètes géantes Présence de raies d'absorption de divers hydrocarbures légers C_xH_y, d'ammoniac NH₃ et de phosphine PH₃. Pour Jupiter et Saturne, le sondage thermique s'étend sous les nuages dans quelques fenêtres de transparence laissées par H₂ et He, permettant ainsi des mesures profondes de H₂O, CO, NH₃, PH₃, l'isotope lourd du méthane CH₃D, et même à l'état de traces les hydrures métalliques GeH₄ et AsH₃.
• Titan Présence de CH₄, de nitriles, d'hydrocarbures, d'un brouillard photochimique et de nuages de CH₄ condensé.

Notons que ces mêmes techniques sont également utilisées depuis l'orbite terrestre pour des mesures satellitaires de composition atmosphérique, notamment pour des mesures météorologiques (nuages, vapeur d'eau) ou climatologiques (CO₂).

Spectres thermiques telluriques

Spectres des trois principales planètes telluriques connues dans l'infrarouge thermique. Les composés gazeux responsables des structures observées sont indiqués.

Crédit : NASA GSFC (Hanel et al.)

Images IR thermiques de la Terre

À gauche : image Météosat dans le canal 10,5-12,5 µm (fenêtre de transparence atmosphérique). À droite : image Météosat dans le canal 5,7-7,1 µm (zone d'opacité de H₂O)

Exoplanètes

Les spectres thermiques d'exoplanètes que nous sommes en mesure d'observer sont évidemment de bien moins bonne qualité que pour les objets du système solaire. Ils ne sont pas résolus spatialement (aspect ponctuel des exoplanètes), et sont en général de résolution spectrale assez faible (car on ne peut se permettre de trop disperser spectralement un flux reçu qui est en général très faible). Nous disposons néanmoins à ce jour des connaissances suivantes :

Exoplanètes

L'observation indirecte (par différence avec le spectre stellaire pur observable lors d'un transit secondaire) du flux thermique émis par des exoplanètes géantes permet, moyennant des hypothèses raisonnables sur leur composition, d'estimer la température des couches atmosphériques émettrices. Cependant, la faiblesse du signal impose une résolution spectale très faible, hélas insuffisante pour dériver un véritable profil vertical de température.

Géométrie d'une observation planétaire

Pour décrire la géométrie d'une observation planétaire, il faut au moins trois angles, que l'on choisit conventionnellement de la façon suivante :

• l'angle solaire zénithal (SZA, pour Solar Zenith Angle) : c'est l'angle entre la direction du zénith et la direction du Soleil ;
• l'angle d'émission (EMI) : c'est l'angle entre la direction du zénith et celle du rayon émergent/diffusé ;
• l'angle de phase : c'est l'angle entre la direction du Soleil et la direction de l'observateur.

Géométrie d'une observation spatiale

Géométrie d'observation : en bleu est l'angle solaire zénithal (SZA) ; en vert est l'angle d'émission (EMI) ; et en rouge l'angle α est l'angle de phase.

Crédit : Loïc Rossi CC-BY-SA

Observation nadir

L'observation en nadir consiste à observer la planète en pointant l'instrument vers son centre. On observe donc l'atmosphère ou la surface qui se trouve directement sous la sonde. Cela correspond à un angle d'émission nul. Cependant, cette condition n'est jamais rigoureusement respectée, et on considère qu'une observation est en nadir tant que l'on peut négliger la courbure planétaire, ce qui donne une limite pour l'angle d'émission de l'ordre de 30° pour des observations depuis l'orbite basse.

Observations au limbe

Pour les observations au limbe, on observe la planète selon une incidence rasante ; en d'autres termes l'angle d'émission est proche de 90°. Dans cette configuration la courbure planétaire n'est pas négligeable : on ne peut plus considérer l'atmosphère comme constituée de couches planes parallèles. Le principal avantage de l'observation au limbe est que la résolution spatiale se traduit directement en résolution verticale, tandis que les observations nadir sont en général peu précises selon cette direction (mais plus adaptées à une cartographie horizontale). Un autre avantage des observations au limbe est la démultiplication des épaisseurs optiques traversées par les rayons lumineux au sein des différentes couches, ce qui se traduit par des gains substantiels de sensibilité pour la détection et la mesure d'espèces à l'état de traces.

Transits primaires

Un transit primaire désigne le phénomène d'éclipse partielle d'une étoile par une planète et son atmosphère. L'occultant présente alors un diamètre apparent petit devant l'occulté. Un exemple connu dans le système solaire est celui du transit de Vénus, mais l'étude de ce phénomène a connu un regain d'intérêt avec son application à la détection et à la caractérisation d'exoplanètes.

Si la planète dispose d'une atmosphère, une partie de la lumière stellaire va traverser cette atmosphère pendant le transit primaire. L'observation du spectre transmis permet alors de mesurer quelle extinction supplémentaire est causée par l'atmosphère de la planète à différentes longueurs d'onde, permettant ainsi de contraindre la nature physico-chimique de ses constituants.

Transits secondaires

Un transit secondaire désigne le phénomène réciproque : c'est à présent l'étoile qui masque la planète, le plus souvent totalement étant donné que les étoiles sont bien plus grandes que les planètes.

Immédiatement avant et après un transit secondaire, on peut observer, en plus du spectre de l'étoile seule telle qu'elle apparaît en l'absence de transit, une contribution supplémentaire due au spectre émis ou réfléchi par la planète. Il est alors possible, par soustraction entre le spectre composite observé et celui de l'étoile seule (spectroscopie différentielle), d'analyser le spectre émis ou réfléchi par la planète seule. Une telle méthode exige toutefois une grande sensibilité, car la contribution d'origine planétaire est beaucoup moins intense que celle en provenance de l'étoile.

Occultations

Une occultation (solaire ou stellaire) désigne un phénomène physiquement analogue à un transit primaire (l'occulté est une étoile, l'occultant une planète), mais où cette fois l'occulté est de diamètre apparent très petit devant l'occultant. L'observabilité des occultations s'accroît avec la proximité de l'observateur à l'occultant (à sa surface ou en orbite basse). Un coucher de Soleil est un exemple d'occultation d'observation quotidienne aisée. Il est toutefois possible d'observer des occultations loin de l'occultant, notamment depuis la Terre, entre un corps du système solaire et une étoile lointaine. Un autre type d'occultation aussi utilisé consiste en l'utilisation comme source de l'émetteur radio d'une sonde spatiale. L'occultant est alors l'atmosphère autour de laquelle orbite la sonde, et l'observation se fait à partir de radiotélescopes sur Terre.

L'extinction progressive (à mesure que l'occultant se place devant l'occulté) du rayonnement en provenance de la source permet alors de déduire les propriétés optiques des différentes couches atmosphériques traversées.