\def\local{titan} \chapter{Dynamique et comopsition de la stratosphère de Titan} detached.eps figNAT2.eps hadley.ps hadley2.ps varlat_v80.epsigv chim.eps Plan \begin{verbatim} - Petite intro reprise du papier -la superrotation atmosphérique * simulation academique reprise de l'article ESA * Simulations 3D de Titan * Sous-estimation des forcages. -> Hutzell et al., Lebonnois et al., Bezard - Developpement du modele couple 2D * Reduction axysymmetrique * couplage avec les especes chimiques et la brume * Paramétrisation des ondes - Couplages dynamiques -chimiques * La composition predite par le GCM2D (brumes et chimie) * les retroactions radiatives. * ce que la composition apprend sur les vents. \end{verbatim} Titan, plus gros satellite de Saturne, possède comme la terre une atmosphère dense d'azote. La photo-dissociation de l'azote moléculaire et du méthane dans la haute atmosphère initie une photochimie impliquant notamment des hydrocarbures et des nitriles. Une dizaine de molécules différentes ont d'ores et déjà été identifiées dans son atmosphère. La polymérisation des plus grosses molécules produit des brumes orangées qui voilent l'ensemble de la surface. Cette atmosphère est donc particulièrement intéressante car elle représente une expérience grandeur nature du développement d'une chimie complexe en l'absence de vie. L'atmosphère de Titan est également très intéressante d'un point de vue dynamique. Avec un rayon de 2500~km, une période de rotation de 16 jours terrestres et des vents zonaux d'ouest de l'ordre de 100 à 150 m/s, la stratosphère de Titan tourne environ 10 à 15 fois plus vite que la planète solide. C'est du moins ce que prédisent les simulations de la circulation atmosphérique \cite[]{Hour:95}. La sonde américaine Cassini, en route vers le système de Saturne, emporte la sonde européenne Huygens qui descendra pendant 3 heures dans cette atmosphère encore mystérieuse, en 2005. La préparation de cette mission a motivé, notamment en France sous l'impulsion de Daniel Gautier et François Raulin, le développement d'études théoriques et numériques concernant à la fois la chimie, la micro-physique et la dynamique de l'atmosphère de Titan. Ces efforts, développés au départ séparément (respectivement au CESR à Toulouse, au SA à Paris et au LMD), ont été regroupés ces dernières années pour bâtir un modèle complèt du climat de Titan avant l'arrivée de la mission. On sait que les couplages entre chimie, microphysique et dynamique sont particulièrement importants dans l'atmosphère de Titan. Les espèces chimiques observées par Voyager en 1981 montraient par exemple des contrastes latitudinaux très marqués, avec des enrichissement pouvant atteindre un facteur dix dans la région polaire nord qui sortait alors de l'hiver. De même, les variations saisonnières de l'albédo global de Titan, enregistrées depuis la terre, ont été interprétées comme la signature de variations saisonnières de la répartition des brumes. Les brumes étaient aussi responsables d'un contraste hémisphérique marqué entre les deux hémisphère au moment de la rencontre avec Voyager. Or une partie des espèces chimiques et les brumes ont un impact non négligeable sur le bilan radiatif dans la stratopshère de Titan \cite[]{Beza:95}. Les études sur la dynamique de l'atmosphère de Titan avaient été jusque-là menées au LMD avec le modèle de circulation tri-dimensionel. Mais ce modèle est extrêmement lourd en temps de calcul. Nous avons donc décidé de développer un modèle de climat à partir d'une version 2D latitude-altitude du modèle de circulation. Ce modèle est une restriction à une longitude du modèle 3D. Il prend en compte de façon explicite la composante axi-symmétrique de la circulation générale. En revanche, l'effet des ondes transitoires sur la circulation moyenne doit être paramétré. Les études tri-dimensionnelles ont montré que les ondes jouaient un rôle fondamental dans l'établissement et le maintien de la superrotation de l'atmosphère. Ces ondes, essentiellement barotropes, se développent principalement vers 150-300 km d'altitude sur le côté du jet stratosphérique le plus proche de l'équateur. Ces ondes ont pour origine l'instabilité barotrope de ce jet, elle-même créée par le transport de moment cinétique par la circulation méridienne. Jusqu'à présent, l'effet de ces ondes est simplement représenté par une super-viscosité horizontale dans le modèle de climat latitude-altitude. Les aérosols ont été introduits dans le modèle de Titan il y a deux ans par Pascal Rannou, mais ce couplage n'a pas encore donné de résultats concluants. Les aspects chimiques ont été développés en collaboration avec le CESR dans le cadre de la thèse de Sebastien Lebonnois, thèse codirigée par Dominique Toublanc et moi-même. \begin{figure} %\includegraphisc[width=16cm]{/d2/hourdin/TITAN/FIGSEBASTIEN/varlat_Z50_810.epsi} \caption{Profils latitudinaux de la concentration des espèces chimiques observées par Voyager. Les croix correspondent aux observations. Les tiretés au résultats du modèle de chimie-transport. Ce modèle inclue une quarantaine d'espèces chimiques. Le transport prend en compte la circulation méridienne moyenne et une paramétrisation du mélange latitudinal par les ondes transitoires. Les pointillés correspondent à des simulations avec des traceurs idéalisés pour lesquels le calcul des réactions chimiques est remplacé par une relaxation vers un profil vertical. Profil de rappel et temps de relaxation sont estimés à partir du modèle photochimique complet. Dans ces simulations, le forçage saisonnier n'intervient qu'au travers des modifications de la circulation méridienne. C'est le fait que le profil de rappel croisse fortement verticalement, couplé au transport méridien, qui explique l'enrichissement en espècess chimiques dans l'hémisphère nord~: cet hémisphère sort alors de l'hiver, saison pendant laquelle l'air descendait dans cette région.\label{fg:sebastien}} \end{figure} \section{Variations latitudinales et saisonnières de la distribution des espèces chimiques} Sebastien Lebonnois a développé lors de sa thèse un modèle latitude-altitude de transport-chimie. Dans cette première approche, la circulation ést prescrite à partir de résultats du modèle de circulation. Les espèces chimiques sont transportées mais ne rétroagissent pas sur l'écoulement. Les simulations effectuées par Sebastien Lebonnois (cf. \fig{sebastien}) ont permis de donner une explication cohérente des observations latitudinales des espèces chimiques observées par Voyager \cite[]{Lebo:00}. L'idée est la suivante. Les espèces chimiques sont créées dans la haute atmsophère par photo-dissociation de l'azote et du méthane. Cette source en altitude a pour conséquence que presque toutes les espèces chimiques ont une concentration qui croit fortement avec l'altitude. Les raies infra-rouges liées à ces espèces se forment, elles, pour l'essentiel, dans la basse stratosphère vers 150-300 km d'altitude, dans une région où les molécules chimiques sont avant tout amenées depuis le haut par le transport atmosphérique. Ce transport vertical se fait essentiellement par des grandes cellules méridiennes d'échelle planétaire avec, dans une longue saison autour d'un solstice, une subsidence sur le pôle hivernal compensée par une ascendance dans l'autre hémisphère. La bascule entre les deux saisons se fait autour de l'équinoxe. Ce transport est responsable de la création des contrastes latitudinaux avec des concentrations plus fortes dans l'hémisphère d'hiver. Couplées à cette circulation méridienne, les ondes planétaires horizontales ont elles plutôt tendance à attenuer les contrastes latitudinauux. \begin{figure} %\includegraphics[width=14cm]{/d2/hourdin/TITAN/chimie.eps} \caption{Schema de la circulation atmosphérique méridienne (flèches) et du transport des espèces chimiques (iso-concentrations en grisés) dans la stratopshère de Titan. Les profils en bas et à gauche représentent des coupes horizontale et verticale de la concentration en espèce chimique. \label{fg:titanschema}} \end{figure} Cette vision est schématisée sur la \fig{titanschema}. La description de la circulation qui avait permis d'expliquer la création de la superrotation sur Titan s'avère donc capable d'expliquer également la distribution des espèces chimiques. En même temps, le bon accord entre observations et modèle fournit une validation indépendante de la circulation atmosphérique prédite par le modèle de circulation. \section{Etude des ondes planétaires} On a souligné que les ondes planétaires jouent un rôle essentiel dans cette circulation stratophérique. Or, pour l'instant, ces ondes sont représentées de façon très sommaires dans le modèle 2D longitude-latitude. Afin d'étudier ce point particulier, David Luz, qui effectue sa thèse à cheval entre Lisbonne et le LMD sous ma responsabilité, utilise un modèle global à une couche basé sur les équation de l'eau peu profonde. Ce modèle est forcé en rappelant le vent zonal vers un profil latitudinal avec un jet instable dans les moyenne latitudes. Un premier article est en cours de rédaction dans lequel on quantifie la relation entre intensité du transport par les ondes et le degré d'instabilité de l'écoulement moyen. Ce travail devrait être utilisé à la fois pour dériver une paramétrisation plus physique de ces ondes transitoires pour le modèle climatique latitude-altitude et pour prédire les structures spatiales qui pouront être observées par Cassini lors de ses 40 survols de Titan (Cassini utilise Titan pour modifier ses orbites autour de Saturne). \input{\local/titan-pre}