« Atmosphère planétaire » : différence entre les versions
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{{Voir homonymes|Atmosphère}}
[[Fichier:Solar
[[Fichier:Solar system escape velocity vs surface temperature.svg|vignette|Graphique représentant la vitesse de libération en fonction de la température de surface de certains objets du Système solaire et montrant quels gaz sont retenus dans leur atmosphère. Les objets sont dessinés à l’échelle et leurs points de données sont représentés par les points noirs au milieu.]]
En [[astronomie]],
La limite externe de l'atmosphère n'est jamais nette, il n'est pas possible d'indiquer un endroit précis où elle finirait
Les [[Planète géante de glaces|géantes de glaces]] ([[Uranus (planète)|Uranus]] et [[Neptune (planète)|Neptune]]) sont constituées en majeure partie d'[[eau]], de [[méthane]] et d'[[ammoniac]], mais possèdent une épaisse atmosphère principalement constituée d'hydrogène et d'hélium.
D'autres [[Objet céleste|corps célestes]] du
== Atmosphère normalisée ==
{{Article détaillé|Atmosphère normalisée}}
La [[température]] et la [[pression atmosphérique|pression]] varient d'un point à l'autre
On parle aussi de « conditions ambiantes ». Le terme « ambiant » est ambigu, puisque la température « habituelle » dépend du climat et de la saison. Il faut donc aussi définir la notion de « condition ambiante de température et de pression ».
== Formule du nivellement barométrique ==
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La formule du nivellement barométrique décrit la répartition verticale des molécules de gaz dans l'atmosphère de la Terre, et donc la variation de la pression en fonction de l'altitude.
On parle ainsi d'un gradient de pression vertical, mais qui ne peut être décrit mathématiquement qu'en approximations, en raison de la dynamique du climat dans l'atmosphère inférieure. Sur Terre, en première approximation, on peut supposer que près du niveau de la mer, la pression diminue d'un hectopascal quand l'altitude augmente de huit mètres.
==
Pour un [[géologie|géologue]], l'atmosphère est un agent évolutif essentiel à la [[géomorphologie|morphologie]] d'une planète. Le [[vent]] transporte des poussières qui érodent le [[relief (géomorphologie)|relief]] et laissent des dépôts. Le gel et les précipitations, qui dépendent de la composition, façonnent également le relief. Pour le [[météorologue]], la composition de l'atmosphère détermine le [[climat]] et ses variations. Pour le [[biologiste]], la composition est intimement liée à l'apparition de la vie et à son évolution.
Le problème de l'existence et de la composition de l'atmosphère se pose aussi pour les [[exoplanète]]s. La première géante gazeuse connue hors du Système solaire, [[HD 209458 b|Osiris]], a été découverte en 1999 ; son atmosphère contient de l'[[oxygène]] et du [[carbone]].
== Composition ==
La composition initiale de l'atmosphère d'une planète dépend des caractéristiques chimiques et de la température de la [[nébuleuse]] mère durant la formation du [[système planétaire]]. Par la suite, la composition exacte de l'atmosphère d'une planète dépend de la chimie des gaz qui la composent et des apports de gaz par le [[volcan]]isme. Les interactions entre ces différents gaz dépendent quant à elles de la température et des types de radiations solaires atteignant la planète.
Ainsi Mars et Vénus avaient probablement de l'eau, liquide ou sous forme de vapeur, mais la [[photolyse|photodissociation]] causée par les [[ultraviolet]]s l'a transformé en [[hydrogène]] et [[oxygène]]. Finalement, les gaz plus légers s'échappent, selon la [[masse]] et la [[température]] de la planète, ce qui donne une composition finale différente de l'une à l'autre planète :
* l'intense [[gravitation|gravité]] de Jupiter lui a permis de retenir des éléments légers comme l'hydrogène et l'[[hélium]] en quantité importante, deux éléments pratiquement absents de Vénus, de la Terre ou de Mars ;
* la distance au Soleil détermine la température des gaz atmosphériques. Plus la température est élevée plus les gaz ont une [[énergie cinétique]] importante qui leur permet d'atteindre la [[vitesse de libération]]. Ainsi des corps célestes comme [[Titan (lune)|Titan]], Triton et Pluton ont pu retenir une atmosphère parce qu'ils sont des mondes très froids, même s'ils ont une faible gravité. Les températures basses permettent également de congeler les gaz dans la croûte ou les calottes polaires pour être relâchés lentement par [[Sublimation (physique)|sublimation]] plus tard.
L'atmosphère d'une planète est donc influencée par sa masse, sa distance au Soleil et les interactions de ses composants chimiques sur une période de plus de 4 milliards d'années. D'autre part le [[vent solaire]], formé de particules ionisées très énergétiques, arrache les éléments les plus légers par collision ; cet effet est diminué quand la planète possède un [[Champ magnétique#Champs magnétiques des planètes|champ magnétique]] capable de dévier la majeure partie du vent solaire (c'est le cas de la Terre, mais pas de Vénus). Pourtant, des particules chargées peuvent échapper d'une planète magnétisée le long des lignes de champ magnétique dans les régions polaires. Comptant tous les processus d'échappement importants on trouve que le champ magnétique ne protège pas une planète d'échappement atmosphérique<ref name="Gunell et al., 2018">{{article|langue=en|nom=Gunell |prénom=H. |nom2=Maggiolo |prénom2=R. |nom3=Nilsson |prénom3=H. |nom4=Stenberg Wieser |prénom4=G. |nom5=Slapak |prénom5=R. |nom6=Lindkvist |prénom6=J. |nom7=Hamrin |prénom7=M. |nom8=De Keyser |prénom8=J. |année=2018 |titre=Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=614 |pages=L3 |doi=10.1051/0004-6361/201832934 |bibcode = 2018A&A...614L...3G }}.</ref>.
Enfin, la vie est un facteur important dans la composition de l'atmosphère. En introduisant des réactions chimiques qui n'existaient pas entre les gaz originels, la [[biosphère]] modifie la composition indépendamment des caractéristiques propres du corps céleste. Par exemple sur Terre, citons la production
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|+Composition, température et pression de l'atmosphère des principaux corps du
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| [[Soleil]] || [[Soleil#Atmosphère solaire|Atmosphère du Soleil]] || [[Image:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg|100px]] || align="center"| {{unité|4000}} à {{unité|8000}}<ref name="A">{{lien web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html|site=[[NASA|nasa.gov]]|titre=Sun Fact Sheet|lang=en}}</ref>|| align="center"
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| [[Vénus (planète)|Vénus]] || [[Atmosphère de Vénus]] || [[Image:Venus clouds seen by Pioneer Venus Orbiter.png|100px]] || align="center"|732 || align="center"| 90 || align="center"|-|| align="center"|0,002 % || align="center"|3,5 %|| align="center"|-|| align="center" | {{surligné|orange|'''96,5''' %}} || align="center"|-|| align="center"|0,002 % || align="center"|0,007 % || align="center"|0,
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| [[Terre]] || [[Atmosphère de la Terre]] || [[Image:ISS-34 Earth's atmosphere.jpg|100px]] || align="center"|288 || align="center"| 1 || align="center"|0,5 %|| align="center"|0,0005 % || align="center"|{{surligné|orange|'''78,1''' %}}|| align="center"|{{surligné|orange|'''20,9''' %}}|| align="center"| 0,04 %
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| [[Mars (planète)|Mars]] || [[Atmosphère de Mars]] || [[Image:Mars violet sky.jpg|100px]] || align="center"|223|| align="center"| 0,006
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| [[Jupiter (planète)|Jupiter]] || [[Atmosphère de Jupiter]] || [[Image:PIA01370 Jupiter's Great Red Spot.jpg|100px]]
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| [[Saturne (planète)|Saturne]] || [[Atmosphère de Saturne]] || [[Image:PIA00027 Saturn - Ribbon-like Wave Structure in Atmosphere.jpg|100px]] || align="center"|130 || align="center"| - || align="center"| {{surligné|orange|'''96''' %}} || align="center"|3 % || align="center"| - || align="center"|- ||
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| [[Uranus (planète)|Uranus]] || [[Atmosphère d'Uranus]] || [[Image:Uranus in Green.jpg|100px]] || align="center"|59 || align="center"| - || align="center"| {{surligné|orange|'''83''' %}} || align="center"|{{surligné|orange|'''
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| [[Neptune (planète)|Neptune]] || [[Atmosphère de Neptune]] || [[Image:Neptune clouds.jpg|100px]] ||align="center"|59 || align="center"| - || align="center"| {{surligné|orange|'''80''' %}} || align="center"|{{surligné|orange|'''19''' %}} || align="center"| - || align="center"|- ||
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| [[Titan (lune)|Titan]] || [[Atmosphère de Titan]] || [[Image:Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|100px]] || align="center"|95 || align="center"|1,45 || align="center"|0,1 %<br />à 0,2 % || align="center"|-|| align="center"|{{surligné|orange|'''98,4''' %}}|| align="center"| - || align="center"|-|| align="center"|1,6 % || align="center"|- || align="center"|-|| align="center"|-
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| [[Encelade (lune)|Encelade]]<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=Saturn's Icy Moon Enceladus |url=https://www.universetoday.com/48796/enceladus/ |site={{lang|en|Universe Today}} |date=2015-10-20 |consulté le=2021-05-03}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article |langue=en |prénom1=J. Hunter |nom1=Waite |prénom2=Michael R. |nom2=Combi |prénom3=Wing-Huen |nom3=Ip |prénom4=Thomas E. |nom4=Cravens |titre=Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer: Enceladus Plume Composition and Structure |périodique=[[Science (revue)|{{lang|en|Science}}]] |volume=311 |numéro=5766 |date=2006-03-10 |issn=0036-8075 |issn2=1095-9203 |pmid=16527970 |doi=10.1126/science.1121290 |lire en ligne=https://science.sciencemag.org/content/311/5766/1419 |consulté le=2021-05-03 |pages=1419–1422}}.</ref> || Atmosphère d'Encelade || [[Image:Enceladusstripes cassini.jpg|100px]] || align="center"|75 || align="center"|trace || align="center"| - || align="center"|-|| align="center"| 4 % || align="center"| - || align="center"| 3,2 % || align="center"| 1,6 % || align="center"| '''{{surligné|orange|91 %}}''' || align="center"|-|| align="center"|-
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|colspan="14"|{{exp|(1)}} ''Pour les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), Titan et Encelade, la température et la pression sont données à la surface. Pour les géantes gazeuses (Jupiter et Saturne) et les géantes de glaces (Uranus et Neptune), la température est donnée là où la pression est de {{unité|1|[[atmosphère (unité)|atm]]}}. Pour le Soleil, la température et la pression sont celles de la base de la [[photosphère]] et la composition est celle de la photosphère.''
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| {{nobr|[[HD 209458 b]]}} || [[Atmosphère de HD 209458 b|Atmosphère de {{nobr|HD 209458 b}}]] || align="center"| ? || align="center"| {{unité|1|[[bar (unité)|bar]]}} à {{unité|1.29|{{RJ}}}} <br/> {{unité|33 ± 5|millibars}} {{nobr|à T {{=}} {{unité|2200 ± 260|[[Kelvin|K]]}}}} || align="center"| détecté || align="center"| détecté || align="center"| détecté || align="center"| détecté || align="center"| détecté || align="center"| détecté || align="center"| - || align="center"| détecté
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| {{nobr|[[HD 189733 b]]}} || [[Atmosphère de HD 189733 b|Atmosphère de {{nobr|HD 189733 b}}]]
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==
=== Planètes intérieures ===
==== Mercure ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Mercure}}
Du fait de sa petite taille (et par conséquent de sa faible gravité), [[Mercure (planète)|Mercure]] n’a pas d’atmosphère substantielle. Son atmosphère extrêmement fine se compose d’une petite quantité d’hélium puis de traces de sodium, de potassium et d’oxygène. Ces gaz sont issus du [[vent solaire]], de la désintégration radioactive, des impacts météoritiques et de la désintégration de la croûte de Mercure<ref>[http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mercury/Atmosphere/atmosphere.html Atmosphere of Mercury]</ref>{{,}}<ref>{{en}} [http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31275 ESA Science & Technology: Mercury Atmosphere]</ref>. L’atmosphère de Mercure est instable et est constamment renouvelée, car ses atomes s’échappent dans l’[[Espace (cosmologie)|espace]] à cause de la chaleur de la planète.
==== Vénus ====
{{article détaillé|Atmosphère de Vénus}}
[[Fichier:Venuspioneeruv.jpg|vignette|Image en [[ultraviolet]] de l’atmosphère de Vénus prise par ''[[Pioneer Venus Orbiter]]'' en 1979.]]
L’atmosphère de Vénus est principalement constituée de [[dioxyde de carbone]]. Elle contient de faibles quantités d’[[azote]] et d’autres oligoéléments, y compris des composés à base d’[[hydrogène]], d’[[azote]], de [[soufre]], de [[carbone]] et d’[[oxygène]]. L’atmosphère de Vénus est beaucoup plus chaude et dense que celle de la Terre, bien qu’elle soit plus étroite. Pendant que des gaz à effet de serre réchauffent la couche inférieure, ils refroidissent la couche supérieure, ce qui entraîne la création de [[thermosphère]]s compactes<ref>{{article|langue=en| prénom=J. | nom=Picone | prénom2= J. | nom2=Lean | titre=Global Change in the Thermosphere: Compelling Evidence of a Secular Decrease in Density | année=2005 | pages=225–227 | journal=2005 NRL Review}}</ref>{{,}}<ref>{{ article|langue=en| prénom= H. | et al. = oui | nom=Lewis | titre=Response of the Space Debris Environment to Greenhouse Cooling |date=avril 2005 | page=243 | journal=Proceedings of the 4th European Conference on Space Debris }}</ref>. Selon certaines définitions, Vénus n’a pas de stratosphère.{{référence nécessaire|date=août 2015}}<!---<ref>{{author1=De Pateris, I | author2=Lissauer, J | title=Planetary Science | date=2001}}</ref>--->
La [[troposphère]] commence à la surface et s’étend jusqu’à une altitude de {{nb|65 kilomètres}} (une altitude à laquelle la [[mésosphère]] a déjà été atteinte sur Terre). Au sommet de la troposphère, la température et la pression atteignent des niveaux semblables à ceux de la Terre. Les vents à la surface sont de quelques mètres par seconde, atteignant {{nb|70 m/s}} voire plus dans la troposphère supérieure. La [[stratosphère]] et la mésosphère s’étendent de {{nb|65 km}} à {{nb|95 km}} d’altitude. La thermosphère et l’[[exosphère]] commencent à environ {{nb|95 km}} et finissent par atteindre la limite de l’atmosphère, entre {{nb|220 et 250 km}}.
La pression de l’air à la surface de Vénus représente environ {{nb|92 fois}} celle de la Terre. L’énorme quantité de {{CO2}} présente dans l’atmosphère crée un [[Effet de serre|gaz à effet de serre]] puissant, ce qui augmente la température jusqu’à environ {{tmp|470|°C}}, soit une atmosphère plus chaude que n’importe quelle autre planète du Système solaire.
==== Mars ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Mars|Climat de Mars}}
L’[[Atmosphère de Mars|atmosphère martienne]] est très fine et se compose principalement de [[dioxyde de carbone]], ainsi que d'un peu d’[[azote]] et d’[[argon]]. La pression moyenne de surface sur [[Mars (planète)|Mars]] est de {{nb|0,6 - 0,9 [[Pascal (unité)|kPa]]}}, contre environ {{nb|101 kPa}} sur Terre. Il en résulte une [[Capacité thermique volumique|inertie thermique]] beaucoup plus faible, et de ce fait, Mars est sujette à de fortes marées thermiques qui peuvent modifier la pression atmosphérique globale jusqu’à 10 %. La finesse de l’atmosphère accroît également la variabilité de la température sur la planète. Les températures à la surface de Mars sont variables. Elles peuvent connaître des dépressions d’environ {{tmp|−140|°C}} pendant les hivers polaires et des hausses jusqu’à {{tmp|20|°C}} pendant les étés.
[[Fichier:Mars atmosphere 2.jpg|vignette|La fine [[atmosphère de Mars]], visible à l’horizon.]]
[[Fichier:mars pits 1999.gif|vignette|gauche|Le pôle Sud de Mars pris par ''MGS'' en 1999 et 2001, NASA.]]
Entre les missions [[programme Viking|''Viking'']] et ''{{lang|en|[[Mars Global Surveyor]]}}'' (MGS), Mars affiche « les températures atmosphériques les plus froides ({{nb|10 – 20 [[kelvin|K]]}}) observées au cours des années de périhélie en 1997 et 1977 ». De plus, « l’atmosphère d’aphélie globale sur Mars est plus froide, moins poussiéreuse et plus nuageuse que ce qui est indiqué sur la climatologie ''Viking'' établie »<ref>{{article|langue=en| titre=An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere | journal=Journal of Geophysical Research | nom=Clancy |prénom=R. | volume=105 | numéro=4 | date=25 avril 2000| pages=9553–9571|bibcode = 2000JGR...105.9553C |doi = 10.1029/1999JE001089 }}.</ref>, présentant « généralement des températures atmosphériques plus froides et une concentration de poussière plus faible ces dernières décennies sur Mars par rapport à la période étudiée par la mission Viking »<ref>{{article|langue=en| titre=Mars Reconnaissance Orbiter Mars Color Imager (MARCI): Instrument Description, Calibration, and Performance | journal=Journal of Geophysical Research | auteur=Bell, J | et al. = oui | volume=114 | numéro=8 | date=28 août 2009| doi = 10.1029/2008je003315 | bibcode=2009JGRE..114.8S92B}}.</ref>. ''[[Mars Reconnaissance Orbiter]]'' (MRO), sur un ensemble de données moins important, ne montre aucun réchauffement de la température planétaire moyenne et affiche même un éventuel refroidissement. « Le radiomètre MCS ({{lang|en|Mars Climate Sounder}}) MY mesure que {{nobr|28 températures}} sont en moyenne de {{unité|0,9 K}} (de jour) et de {{nb|1,7 K}} (de nuit) plus froides que les TES (''{{lang|en|Thermal infrared spectrometers}}'', spectromètres thermiques infrarouges) {{Quoi|MY 24 mesure|date=mars 2022}}<ref>{{article|langue=en| auteur=Bandfield, J. L. | et al. = oui | titre=Radiometric Comparison of Mars Climate Sounder and Thermal Emission Spectrometer Measurements | journal=Icarus | volume=225 | date=2013 | pages=28–39 | doi=10.1016/j.icarus.2013.03.007 | bibcode=2013Icar..225...28B}}.</ref>. » Du point de vue local et régional, néanmoins, des changements de type « trous de gruyère » dans la couche gelée de [[dioxyde de carbone]] au niveau du pôle sud de Mars, observés entre 1999 et 2001, suggèrent que la taille de la [[Planum Australe|calotte polaire australe]] est en train de baisser. Des observations plus récentes indiquent que le pôle sud de Mars continue de fondre. « Il s’évapore en ce moment même et à un taux phénoménal », affirme [[Michael C. Malin|Michael Malin]], principal enquêteur pour la ''{{lang|en|Mars Orbiter Camera}}''<ref>{{lien web|langue=en| titre = MGS sees changing face of Mars | nom = Reddy | prénom = Francis | éditeur = [[Astronomy (magazine)|Astronomy]] | url = http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=3503 | date = 2005-09-23 | consulté le = 2007-02-22}}.</ref>. Les trous dans la glace s’agrandissent d’environ trois mètres par an. Michael Malin déclare que les conditions sur Mars ne conduisent actuellement pas à la formation de nouvelle glace. Le JPL suggère que cela témoigne d’un « changement climatique en cours » sur Mars<ref>{{Lien archive|langue=en|titre=Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars |date=2005-09-20 |éditeur=[[NASA]] |consulté le=2007-05-09 |horodatage archive=20070430085506 |url=http://mpfwww.jpl.nasa.gov/mgs/newsroom/20050920a.html}}</ref>. De multiples études suggèrent que cela pourrait être un phénomène local plutôt que global<ref>{{article|langue=en|auteur1=Liu, J. |auteur2=Richardson, M. | titre=An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared | journal=Journal of Geophysical Research | volume=108 | numéro= 8 |date=août 2003 | doi = 10.1029/2002je001921 | bibcode=2003JGRE..108.5089L}}.</ref>.
Pour Colin Wilson, les variations observées sont causées par des irrégularités dans l’orbite de Mars<ref name="NG Mars">{{lien web|langue=en| titre=Mars Melt Hints at Solar, Not Human, Cause for Warming, Scientist Says | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2007/02/070228-mars-warming.html | nom=Ravilious | éditeur={{lang|en|[[National Geographic Society]]}} | prénom=Kate | date=2007-03-28 | consulté le=2007-05-09}}.</ref>. William Feldman suppose que le réchauffement pourrait venir du fait que Mars serait en train de sortir d’une [[glaciation|période glaciaire]]<ref>{{lien web|langue=en| titre=Mars Emerging from Ice Age, Data Suggest | url=http://www.space.com/scienceastronomy/mars_ice-age_031208.html | éditeur=[[Space.com]] | date=2003-12-08 | consulté le=2007-05-10}}</ref>. D’autres scientifiques affirment que le réchauffement serait dû à des changements d’[[albédo]] causés par des tempêtes de poussière<ref>{{article|langue=en| prénom=Lori K. | nom=Fenton | et al. = oui | titre=Global warming and climate forcing by recent of albedo changes on Mars | date=2007-04-05 | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=446 | numéro=7136 | doi=10.1038/nature05718 | url=http://humbabe.arc.nasa.gov/~fenton/pdf/fenton/nature05718.pdf | pages=646–649 | consulté le=2007-05-09 | pmid=17410170|bibcode = 2007Natur.446..646F }}</ref>{{,}}<ref name="NG Mars2">{{lien web|langue=en| titre=Mars Warming Due to Dust Storms, Study Finds | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2007/04/070404-mars-warming.html | nom=Ravilious | éditeur=[[National Geographic Society]] | prénom=Kate | date=2007-04-04 | consulté le=2007-05-19}}</ref>. L’étude prévoit que la planète pourrait continuer à se réchauffer, en conséquence de la [[rétroaction]]<ref name="NG Mars2"/>.
Le 7 juin 2018, la NASA annonce que le ''rover'' [[Curiosity (rover)|''{{lang|en|Curiosity}}'']] a détecté une variation saisonnière cyclique du [[méthane atmosphérique]], ainsi que la présence de [[kérogène]] et d'autres [[Composé organique|composés organiques complexes]]<ref name="NASA-20180607">{{Lien web |langue=en |auteur=Brown |prénom=Dwayne |auteur2=Wendel |prénom2=JoAnna |auteur3=Steigerwald |prénom3=Bill |auteur4=Jones |prénom4=Nancy |auteur5=Good |prénom5=Andrew |titre=Release 18-050 - NASA Finds Ancient Organic Material, Mysterious Methane on Mars |url=https://www.nasa.gov/press-release/nasa-finds-ancient-organic-material-mysterious-methane-on-mars |site=[[NASA]] |date=7 juin 2018 |consulté le=7 juin 2018}}.</ref>{{,}}<ref name="NASA-20180607vid">{{Lien web |langue=en |auteur=NASA |titre=Ancient Organics Discovered on Mars - video (03:17) |url=https://www.youtube.com/watch?v=a0gsz8EHiNc |site=[[NASA]] |date=7 juin 2018 |consulté le=7 juin 2018 |archive-url=https://ghostarchive.org/varchive/youtube/20211221/a0gsz8EHiNc |archive-date=2021-12-21}}.</ref>{{,}}<ref name="SPC-20180607">{{Lien web |langue=en |auteur=Wall |prénom=Mike |titre=Curiosity Rover Finds Ancient 'Building Blocks for Life' on Mars |url=https://www.space.com/40819-mars-methane-organics-curiosity-rover.html |site=[[Space.com]] |date=7 juin 2018 |consulté le=7 juin 2018}}</ref>{{,}}<ref name="NYT-20180607">{{Ouvrage|titre=Organic molecules on Mars|date=7 juin 2018|bibcode=2018Sci...360.1068T|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.aat2662}}.</ref>{{,}}<ref name="SCI-20180607">{{Article|langue=en|auteur1=Voosen|prénom1=Paul|titre=NASA rover hits organic pay dirt on Mars|périodique=[[Science (journal)|Science]]|date=7 juin 2018|doi=10.1126/science.aau3992|lire en ligne=http://www.sciencemag.org/news/2018/06/nasa-rover-hits-organic-pay-dirt-mars|consulté le=7 juin 2018}}</ref>{{,}}<ref name="SCI-20180608a">{{Article|langue=en|auteur1=ten Kate|prénom1=Inge Loes|titre=Organic molecules on Mars|périodique=[[Science (journal)|Science]]|volume=360|numéro=6393|date=8 juin 2018|pmid=29880670|doi=10.1126/science.aat2662|bibcode=2018Sci...360.1068T|pages=1068–1069}}</ref>{{,}}<ref name="SCI-20180608b">{{Article|langue=en|auteur1=Christopher R. Webster|et al.=oui|titre=Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations|périodique=[[Science (journal)|Science]]|volume=360|numéro=6393|date=8 juin 2018|pmid=29880682|doi=10.1126/science.aaq0131|bibcode=2018Sci...360.1093W|pages=1093–1096}}.</ref>{{,}}<ref name="SCI-20180608c">{{Article|langue=en|auteur1=Eigenbrode, Jennifer L.|et al.=oui|titre=Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars|périodique=[[Science (journal)|Science]]|volume=360|numéro=6393|date=8 juin 2018|pmid=29880683|doi=10.1126/science.aas9185|bibcode=2018Sci...360.1096E|pages=1096–1101}}.</ref>.
==== Terre ====
{{Article détaillé|Atmosphère terrestre}}
{{...}}
Après la [[Histoire de la Terre|solidification de la Terre]], à la suite du [[dégazage (astrophysique)|dégazage]] des roches, le [[dioxyde de carbone]] ({{CO2}}) était beaucoup plus abondant qu'aujourd'hui, permettant ainsi un [[effet de serre]] bien plus important, similaire à ceux de Vénus et Mars. Cet effet a permis de maintenir une température moyenne proche de celle d'aujourd'hui (environ {{tmp|15|°C}}). Au fur et à mesure, l'intensité du Soleil a augmenté et le niveau de {{CO2}} a diminué en raison du [[cycle du carbone]] qui a piégé une majeure partie du gaz sous la forme de [[roche carbonatée|roches carbonatées]]. À l'heure actuelle, le {{CO2}} n'est plus présent dans l'[[air]] qu'en très faible concentration (environ 0,04 %).
Par ailleurs, le développement intense de la [[Histoire évolutive du vivant|vie sur Terre]] (il y a environ 2 milliards d'années) a provoqué l'accumulation du [[dioxygène]] dans l'atmosphère grâce à la [[photosynthèse]] des plantes. Le [[cycle du carbone]] et le développement de la vie expliquent ainsi que notre atmosphère actuelle est composée principalement de [[diazote]] {{N2}} et de [[dioxygène]] {{O2}}.
=== Géantes gazeuses ===
Les quatre [[Système solaire interne et externe|planètes extérieures au système solaire]] sont les [[planète géante gazeuse|planètes géantes gazeuses]]. Elles partagent quelques similitudes atmosphériques. Elles possèdent toutes des atmosphères principalement composées d’[[hydrogène]] et d’[[hélium]], qui se mélangent dans l’intérieur liquide à des pressions plus élevées que le [[Point critique (thermodynamique)|point critique]], si bien qu’il n’y a pas de démarcation claire entre l’atmosphère et le corps de la planète.
==== Jupiter ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Jupiter}}
[[Fichier:Redjunior.jpg|vignette|L’ovale BA à gauche et la [[Grande Tache rouge]] à droite.]]
La haute atmosphère de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] se compose d’environ 75 % d’hydrogène et de 24 % d’hélium par masse, puis d’1 % d’autres éléments restant. L’intérieur contient des matériaux plus denses dont la répartition est approximativement de 71 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et de 5 % d’autres éléments par masse. L’atmosphère contient des traces de [[méthane]], de [[vapeur d’eau]], d’[[ammoniac]] et de composants à base de [[silicium]]. Il y a également des traces de [[carbone]], d’[[éthane]], de [[sulfure d’hydrogène]], de [[néon]], d’[[oxygène]], de [[phosphine]] et de [[soufre]]. La couche extérieure de l’atmosphère contient des [[cristal|cristaux]] d’ammoniac gelé, probablement superposée sur une fine couche d’[[eau]].
Jupiter est recouverte d’une couche nuageuse d’environ {{nb|50 km}} d’épaisseur. Les nuages sont composés de cristaux d’ammoniac et vraisemblablement d’hydrosulfure d’ammonium. Les nuages se situent dans la [[tropopause]] et sont organisés en bandes de différentes [[latitude]]s, connues comme des régions tropicales. Celles-ci sont subdivisées en des « zones » aux teintes plus claires et en « ceintures » aux teintes plus foncées. Les interactions opposées de ces configurations de [[circulation atmosphérique]] provoquent des tempêtes et des [[turbulence]]s. La particularité la plus connue de la couche nuageuse est la [[Grande Tache rouge]], une [[tempête]] [[anticyclone|anticyclonique]] permanente localisée à 22° au sud de l’équateur qui est plus large que la Terre. En 2000, une particularité atmosphérique s’est formée dans l’[[hémisphère sud]], à la fois similaire à la Grande Tache rouge en apparence, mais de taille plus petite. La particularité a été nommée [[Ovale BA]], et a été surnommée Red Spot Junior (la petite tache rouge).
Des observations du [[ovale BA|Red Spot Jr.]] suggèrent que Jupiter pourrait connaître un épisode de changement climatique global<ref>{{article|langue=en| titre=Velocities and Temperatures of Jupiter's Great Red Spot and the New Red Oval and Implications for Global Climate Change | bibcode=2006APS..DFD.FG005M | nom=Marcus| prénom=Philip S. | et al. = oui | journal=[[Société américaine de physique|American Physical Society]] |date=novembre 2006}}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en| titre=New Storm on Jupiter Hints at Climate Change | url=http://www.space.com/scienceastronomy/060504_red_jr.html | nom=Goudarzi | prénom=Sara | éditeur=[[Space.com]] | date=2006-05-04 | consulté le=2007-05-09}}.</ref>. On suppose que ce phénomène fait partie d’un cycle climatique global de {{nobr|70 ans}}, caractérisé par la formation relativement rapide et la lente érosion subséquente de [[tourbillon (physique)|tourbillons]] ainsi que leur fusion cyclonique et anticyclonique dans l’atmosphère de Jupiter. Ces tourbillons facilitent l’échange de chaleur entre les pôles et l’équateur. S’ils se sont suffisamment érodés, l’échange de chaleur est fortement réduit et les températures environnantes peuvent connaître un changement allant jusqu’à {{nb|10 K}}, avec des pôles qui se refroidissent et un équateur qui se réchauffe. La forte différence de températures résultant déstabilise l’atmosphère et donc, mène à la création de nouveaux tourbillons<ref>{{article|langue=en| titre=Prediction of a global climate change on Jupiter | url=http://www.me.berkeley.edu/cfd/people/marcus/nature02470.pdf | nom=Marcus | prénom=Philip S. | date=2004-04-22 | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=428 | numéro=6985 | pages=828–831 | format=[[Portable Document Format|PDF]] | consulté le=2007-05-09| doi=10.1038/nature02470| pmid=15103369|bibcode = 2004Natur.428..828M }}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en| titre=Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear | url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2004/04/21_jupiter.shtml | nom=Yang | prénom=Sarah | date=2004-04-21 | éditeur=[[Université de Californie à Berkeley|University of California, Berkeley]] | consulté le=2007-05-09}}.</ref>.
==== Saturne ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Saturne}}
L’atmosphère extérieure de [[Saturne (planète)|Saturne]] se compose d’environ 93,2 % d’hydrogène et de 6,7 % d’hélium. Des traces d’ammoniac, d’[[acétylène]], d’éthane, de phosphine et de méthane ont également été détectées. Tout comme Jupiter, les nuages supérieurs sur Saturne se composent de cristaux d’ammoniac, alors que les nuages bas sont composés soit d’[[Hydrosulfure d'ammonium]] (NH{{ind|4}}SH) soit d’eau.
L’atmosphère saturnienne est similaire à celle de Jupiter sur plusieurs plans. Elle possède des bandes similaires à celles de Jupiter, et présente parfois des formes ovales pendant très longtemps, causées par des tempêtes. Une formation de tempête comparable à la Grande Tache rouge de Jupiter, la Grande Tache blanche, est un phénomène de courte durée, qui se forme sur une période de {{nobr|30 ans}}. Ce phénomène a été observé pour la dernière fois en 1990. Néanmoins, les tempêtes et les bandes sont moins visibles et actives que celles de Jupiter, du fait de la présence de brumes d’ammoniac superposées sur la troposphère de Saturne.
L’atmosphère de Saturne présente plusieurs particularités inhabituelles. Ses vents font partie des plus rapides du système solaire, avec des données du [[Programme Voyager|programme ''Voyager'']] qui indiquent des pics de vent d’est de {{nb|500 m/s}}. C’est également la seule planète qui a un tourbillon polaire chaud, et la seule planète hormis la Terre où des nuages de type [[œil (cyclone)]] ont été observés dans des structures similaires à des [[Cyclone tropical|ouragans]].
==== Uranus ====
{{Article détaillé|Atmosphère d'Uranus}}
L’atmosphère d’[[Uranus (planète)|Uranus]] se compose avant tout de gaz et de diverses glaces. Elle contient environ 83 % d’hydrogène, 15 % d’hélium, 2 % de méthane et des traces d’acétylène. Tout comme Jupiter et Saturne, Uranus a une couche de bandes nuageuses, bien qu’elle ne soit pas facilement visible sans l’aide d’images optimisées de la planète. À la différence des plus grandes géantes gazeuses, les basses températures de la couche nuageuse supérieure d’Uranus, pouvant descendre jusqu’à {{nb|50 K}}, provoquent la formation de nuages à partir de méthane plutôt que d’ammoniac.
Une activité orageuse plus faible a été observée sur l’atmosphère uranienne par rapport aux atmosphères de Jupiter ou de Saturne, du fait de la présence de brumes de méthane et d’acétylène dans son atmosphère, la faisant paraître à un globe bleu clair et terne{{référence nécessaire|date=octobre 2015}}. Des images prises en 1997 par le [[télescope spatial]] [[Hubble (télescope spatial)|''Hubble'']] ont montré une activité orageuse dans la partie de l’atmosphère découlant de l’hiver d’Uranus ayant duré 25 ans. Le manque général d’activité orageuse pourrait être en lien avec l’absence d’un mécanisme générateur d’énergie interne à Uranus, une caractéristique unique parmi les géantes gazeuses<ref>{{lien web|langue=en| titre=Uranus' Atmosphere | url=http://www.sparknotes.com/astronomy/uranus/section3.rhtml|site=sparknotes.com| consulté le=2007-05-23}}.</ref>.
==== Neptune ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Neptune}}
[[Fichier:Neptune storms.jpg|vignette|La [[Grande Tache sombre]] (en haut), Le [[Scooter (Neptune)|Scooter]] (le nuage blanc irrégulier de Neptune), et la [[Petite Tache sombre]] (en bas).]]
L’atmosphère de [[Neptune (planète)|Neptune]] est similaire à celle d’Uranus. Elle contient environ 80 % d’hydrogène, 19 % d’hélium et 1,5 % de méthane. Néanmoins, l’activité météorologique sur Neptune est beaucoup plus active, et son atmosphère est beaucoup plus bleue que celle d’Uranus. Les niveaux d’atmosphères supérieurs atteignent des températures d’environ {{nb|55 K}}, permettant la formation de nuages de méthane dans sa troposphère, ce qui donne à la planète sa couleur bleu outremer. Plus profondément dans l’atmosphère, les températures augmentent en permanence.
Neptune a des systèmes météorologiques extrêmement dynamiques, dont des vitesses de vent parmi les plus rapides du système solaire, qui seraient générées par un débit de chaleur interne. Des vents spécifiques dans la bande de la région équatoriale peuvent atteindre des vitesses d’environ {{nb|350 m/s}}, alors que les systèmes de tempête peuvent avoir des vents jusqu’à {{nb|900 m/s}}, soit quasiment la vitesse du son dans l’atmosphère de Neptune. Plusieurs systèmes de tempêtes importants ont été identifiés, dont la Grande Tache sombre, un système de tempête cyclonique de la taille de l’Eurasie, le Scooter, un nuage blanc au sud de la Grande Tache sombre, ainsi que la Petite Tache sombre, une tempête cyclonique au sud de Neptune.
Neptune, la [[planète]] la plus éloignée de la Terre, a gagné en brillance depuis 1980. Celle-ci est statistiquement corrélée à sa température stratosphérique. Hammel et Lockwood ont émis l’hypothèse que le changement de brillance comprend une composante de variation solaire ainsi qu’une composante saisonnière, bien qu’ils n’aient pas trouvé de corrélation statistiquement significative avec la variation [[cycle solaire|solaire]]. Ils soumettent que la résolution de ce problème sera clarifiée par des observations de la brillance de la planète dans les années à venir : une variation dans les latitudes subsolaires devrait se traduire par un écrasement et une diminution de la brillance, alors qu’un forçage solaire devrait se traduire par un écrasement puis la poursuite d’une augmentation de la brillance<ref>http://www.agu.org/pubs/crossref/2007/2006GL028764.shtml</ref>.
== Autres corps du système solaire ==
=== Satellites naturels ===
Dix des nombreux [[Satellite naturel|satellites naturels]] dans le système solaire sont connus pour avoir des atmosphères : [[Europe (lune)|Europe]], [[Io (lune)|Io]], [[Callisto (lune)|Callisto]], [[Encelade (lune)|Encelade]], [[Ganymède (lune)|Ganymède]], [[Titan (lune)|Titan]], [[Rhéa (lune)|Rhéa]], [[Dioné (lune)|Dioné]], [[Triton (lune)|Triton]] et la [[Lune]] de la [[Terre]]. Ganymède et Europe ont tous les deux des atmosphères très riches en oxygène, qui, l’on pense, est produit par le rayonnement qui sépare l’hydrogène et l’oxygène de la glace d’eau présente sur la surface de ces lunes. Io a une atmosphère extrêmement fine composée principalement de dioxyde de soufre ({{formule chimique|SO|2}}), résultant du volcanisme et de la sublimation thermique des dépôts de dioxyde de soufre provoqués par les rayons du soleil. L’atmosphère d’Encelade est également très fine et variable, constituée principalement de vapeur d’eau, d’azote, de méthane et de dioxyde de carbone dégagé par l’intérieur de la Lune par le biais du [[cryovolcan]]isme. On pense que l’atmosphère de Callisto, extrêmement fine et composée de dioxyde de carbone, se renouvelle grâce à la sublimation thermique à partir des dépôts de surface.
==== Lune ====
{{Article détaillé|Atmosphère de la Lune}}
==== Titan ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Titan}}
[[Fichier:Titan-Complex 'Anti-greenhouse'.jpg|vignette|Image aux couleurs non retouchées des couches de brume présentes dans l’[[atmosphère de Titan]].]]
[[Titan (lune)|Titan]] possède de loin l’atmosphère la plus dense de toutes les lunes. L’atmosphère titanesque est en fait plus dense que celle de la [[Terre]], qui atteint une pression de surface de {{nb|147 kPa}}, soit une fois et demie plus élevée que celle de la Terre. L’atmosphère est constituée de 98,4 % d’[[azote]], et les 1,6 % restants se composent de [[méthane]] et de traces d’autres gaz tels que des hydrocarbures (dont de l’[[éthane]], du [[butadiyne]], du [[propyne]], du [[cyanoéthyne]], de l’[[acétylène]] et du [[propane]]) puis d’[[argon]], de [[dioxyde de carbone]], de [[monoxyde de carbone]], de [[cyanogène]], de [[cyanure d’hydrogène]] et d’[[hélium]]. On pense que les hydrocarbures se forment dans l’atmosphère supérieure de Titan par des réactions résultant de la dissolution du méthane par le rayonnement [[ultraviolet]] du [[Soleil]], produisant un épais brouillard orange. Titan n’a pas de [[champ magnétique]] et gravite parfois autour de la [[magnétosphère]] de Saturne, s’exposant directement au [[vent solaire]]. Il se peut que cela [[ion]]ise et emporte des molécules loin de l’atmosphère.
L’atmosphère de Titan présente une couche nuageuse opaque qui obstrue les particularités de sa surface, à des longueurs d’onde visibles. La [[brume sèche]] pouvant être observée sur l’image de droite contribue à l’{{Lien|langue=en|trad=anti-greenhouse effect|fr=anti-effet de serre}} et réduit la température en réfléchissant le rayonnement solaire hors du satellite. La dense atmosphère bloque la lumière aux longueurs d’onde les plus visibles du Soleil et des autres sources atteignant la surface de Titan.
==== Triton ====
{{Article détaillé|Atmosphère de Triton}}
[[Triton (lune)|Triton]], la plus grande lune de Neptune, possède une atmosphère très légère composée d’azote et de petites quantités de méthane. La pression atmosphérique tritonienne est d’environ {{nb|1 Pa}}. La température de surface est d’au moins {{nb|35,6 K}}, l'atmosphère d’azote est en équilibre avec de la [[azote solide|glace d’azote]] à la surface de Triton.
La température absolue de Triton s’est accrue de 5 % entre 1989 et 1998<ref name="MIT Triton">{{lien web|langue=en| titre=MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon | url=http://web.mit.edu/newsoffice/1998/triton.html | date=1998-06-24 | éditeur=[[Massachusetts Institute of Technology]] | consulté le=2007-05-10}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en| titre=Global warming on Triton | url=http://md1.csa.com/partners/viewrecord.php?requester=gs&collection=TRD&recid=A9833826AH&q=&uid=&setcookie=yes | nom=Elliot | prénom=James L. | lien auteur=James L. Elliot | et al. = oui | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=393 | numéro=6687 | date=1998-06-25 | pages=765–767 | consulté le=2007-05-10| doi=10.1038/31651|bibcode = 1998Natur.393..765E }}.</ref>. Une augmentation similaire de la température sur Terre équivaudrait à une montée d’environ {{tmp|11|°C}} ({{tmp|20|°F}}) de la température sur neuf ans. {{Citation|Au moins, depuis 1989, Triton connaît une période de réchauffement climatique. C’est une augmentation proportionnellement considérable.}}, a affirmé [[James Elliot]], qui a publié le rapport<ref name="MIT Triton"/>.
Triton se rapproche d’une saison d’été inhabituellement chaude, qui a lieu une fois tous les quelques siècles. James Elliot et ses collègues croient que la tendance de Triton à se réchauffer pourrait être le résultat de changements saisonniers dans l’absorption d’énergie solaire par ses calottes glaciaires polaires. Une hypothèse liée à ce réchauffement indique qu’il se traduit par une modification des cristaux de givre à sa surface. Une autre suggestion relève le changement de l’[[albédo]] de la glace, permettant l’absorption de davantage de chaleur émanant des rayons du soleil<ref>{{lien web|langue=en| titre=Global Warming Detected on Triton | url=http://www.scienceagogo.com/news/19980526052143data_trunc_sys.shtml | date=1998-05-28|site=Scienceagogo.com | consulté le=2007-05-10}}</ref>.
Bonnie J. Buratti {{et al.}} soutiennent que les changements de température sont le résultat de dépôts de matières sombres et rouges émanant de processus géologiques sur la lune, tels que le dégagement massif. Puisque l’[[albédo de Bond]] de Triton est parmi les plus élevés au sein du système solaire, il est sensible à de faibles variations de l’[[albédo]] spectral<ref>{{article|langue=en| titre=Does global warming make Triton blush? | url=http://www.bio.indiana.edu/~palmerlab/Journals/170.pdf | nom=Buratti | prénom=Bonnie J. | et al. = oui | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=397 | numéro=6716 | date=1999-01-21 | pages=219–20 | doi=10.1038/16615 | format=[[Portable Document Format|PDF]] | consulté le=2007-05-10| pmid=9930696|bibcode = 1999Natur.397..219B }}</ref>.
=== Pluton ===
{{Article détaillé|Atmosphère de Pluton}}
{{multiple image|vertical|caption_align=center|header_align=center|align=right|header= |direction=vertical |width=250
|image1=PIA19948-NH-Pluto-Norgay-Hillary-Mountains-2050714.jpg
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|footer=<center>[[Pluton (planète naine)|Pluton]] - [[Monts Norgay]] (premier plan, gauche); [[Monts Hillary]] (horizon gauche); [[Spoutnik (plaine)]] (droite)<br>Une vue du crépuscule inclut plusieurs couches de [[Atmosphère de Pluton|brume atmosphérique]].</center>
}}
[[Pluton (planète naine)|Pluton]] possède une atmosphère extrêmement fine composée d’[[azote]], de [[méthane]] et de [[monoxyde de carbone]] qui proviennent des glaces de sa surface<ref>{{lien web|langue=en|titre= Nitrogen in Pluto's Atmosphere|auteur= Ken Croswell|url=http://www.kencroswell.com/NitrogenInPlutosAtmosphere.html|année=1992|consulté le=2007-04-27}}.</ref>.
Deux modèles montrent que l’atmosphère ne gèle pas et ne disparaît pas complètement lorsque Pluton s’éloigne du Soleil sur son orbite extrêmement [[orbite elliptique|elliptique]]<ref>{{article|langue=en| titre=Seasonal Nitrogen Cycles on Pluto | nom=Hansen | prénom=C | nom2=Paige | prénom2=D | journal=Icarus | date=Apr 1996 | doi=10.1006/icar.1996.0049 |bibcode = 1996Icar..120..247H | volume=120 | pages=247–265}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en| titre= Evidence That Pluto's Atmosphere Does Not Collapse From Occultations Including The 2013 May 04 Event | nom=Olkin | prénom=C | nom2=Young | prénom2=L | et al. = oui | journal=Icarus | date=mars 2014 | doi=10.1016/j.icarus.2014.03.026 |bibcode = 2015Icar..246..220O | volume=246 | pages=220–225}}</ref>. Néanmoins, c’est le cas de certaines planètes. Pluton met {{nb|248 ans}} pour effectuer une orbite complète et a été observée pendant moins d’un tiers de cette période. Elle est à une distance moyenne du Soleil de {{nb|39 [[Unité astronomique|UA]]}}, d’où la difficulté de rassembler des données précises à son sujet. La température se déduit indirectement dans le cas de Pluton ; lorsqu’elle passe devant une étoile, les observateurs relèvent à quel point la luminosité diminue. Dans cette optique, ils déduisent la densité de l’atmosphère, et elle est utilisée en tant qu’indicateur de température.
[[Fichier:NH-Pluto-Atmosphere-20150810.jpg|vignette|gauche|L’atmosphère de Pluton rétroéclairée par le Soleil.]]
Un tel événement d’[[occultation]] s’est produit en 1988. Des observations d’une deuxième occultation le {{date-|20 août 2002}} suggèrent que la pression atmosphérique de Pluton a triplé, indiquant une chaleur d’environ {{tmp|2|°C}} ({{tmp|3.6|°F}})<ref name="Pluto warm">{{lien web|langue=en| titre=Global Warming on Pluto Puzzles Scientists | url=http://www.space.com/scienceastronomy/pluto_warming_021009.html | nom=Britt | prénom=Roy | date=2002-10-09 | éditeur=[[Space.com]] | consulté le=2007-05-09}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en| titre=The recent expansion of Pluto's atmosphere | url=http://occult.mit.edu/publications/Elliot2003Nature424.165.pdf | nom=Elliot | prénom=James L. | lien auteur=James L. Elliot | et al. = oui | journal=[[Nature (revue)|Nature]] | volume=424 | numéro=6945 | pages=165–168 | date=2003-07-10 | format=[[Portable Document Format|PDF]] | consulté le=2007-05-10| doi=10.1038/nature01762| pmid=12853949 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20070417165057/http://occult.mit.edu/publications/Elliot2003Nature424.165.pdf <!-- Bot retrieved archive --> |archivedate = 2007-04-17|bibcode = 2003Natur.424..165E }}</ref>, tel que prévu par Hansen et Paige<ref>{{lien web|langue=en| titre=Postcard from Pluto |url=http://plutopostcards.tumblr.com/post/81423347202/so-whats-the-deal-w-plutos-atmosphere-when-i/ |consulté le=Mar 2015}}</ref>. Le réchauffement n’est « vraisemblablement pas en lien avec celui de la Terre » affirme Jay Pasachoff<ref>{{lien web|langue=en| titre=Pluto is undergoing global warming, researchers find | url=http://web.mit.edu/newsoffice/2002/pluto.html | éditeur=[[Massachusetts Institute of Technology]] | date=2002-10-09 | consulté le=2007-05-09}}</ref>.
Il a été proposé que chaleur pouvait résulter d’une activité éruptive, mais il est plus probable que la température de Pluton soit fortement influencée par son orbite elliptique. Elle était proche du Soleil en 1989 ([[apsides|périhélie]]) et s’est lentement éloignée depuis. Si elle possède une inertie thermique, elle est susceptible de se réchauffer pendant un moment après avoir passé la périhélie<ref>{{ lien web|langue=en| titre=Pluto's atmosphere does not collapse | url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2013/09051420-plutos-atmosphere-does-not-collapse.html | nom=Lakdawalla | prénom=E. | date=17 avril 2013|consulté le=11 novembre 2014}}</ref>. « Cette tendance de réchauffement sur Pluton pourrait facilement durer pendant encore 13 années supplémentaires », affirme [[David J. Tholen]]<ref name="Pluto warm"/>. On suppose également qu’un assombrissement de la surface glacée de Pluton est la cause de ce réchauffement, mais il est nécessaire de recueillir plus de données et de modèles pour avérer cette supposition. L’obliquité élevée de la planète naine affecte la répartition de la glace sur la surface de Pluton<ref>{{article|langue=en| titre=Seasonal Nitrogen Cycles on Pluto | url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45MH0XR-4K&_user=1822408&_coverDate=04%2F30%2F1996&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000054574&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1822408&md5=972a968acd28fe7f8b84681bea77edb5 | nom=Hansen | prénom=Candice J. |auteur2=Paige, David A. |date=avril 1996 | journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] | volume=120 | numéro=2 | pages=247–265 | consulté le=2007-05-10| doi=10.1006/icar.1996.0049 | bibcode=1996Icar..120..247H}}</ref>.
== Exoplanètes ==
[[Fichier:17pHolmes 071104 eder vga.jpg|vignette|Image télescopique de la comète [[17P/Holmes]] en 2007.]]
=== Observations ===
Il a été observé que plusieurs planètes hors du Système solaire (des [[exoplanète]]s) possèdent des atmosphères. À l’heure actuelle, les détections d’atmosphère concernent des Jupiters et des Neptunes chaudes qui orbitent très près de leur étoile et qui, par conséquent, ont des atmosphères chaudes et étendues. Il y a deux types d’atmosphères d’exoplanètes observées. D’abord, la transmission de photométrie ou de spectres détecte la lumière qui traverse l’atmosphère d’une planète lorsqu’elle transite devant son étoile. Ensuite, l’émission directe de l’atmosphère d’une planète peut être détectée en différenciant l’étoile et la luminosité de la planète obtenue lors de l’orbite de la planète, avec seulement la lumière de l’étoile au cours de l’éclipse secondaire (lorsque l’exoplanète se trouve derrière son étoile){{référence nécessaire|date=août 2015}}.
La première atmosphère de planète extrasolaire est observée en 2001<ref>{{article |langue=en |prénom=David |nom=Charbonneau |et al.=oui |titre=Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=568 |numéro=1 |année=2002 |doi=10.1086/338770 |bibcode=2002ApJ...568..377C |arxiv=astro-ph/0111544 |pages=377–384 }}<!--| accessdate=2007-07-21--></ref>. Le sodium présent dans l’atmosphère de la planète {{nobr|[[HD 209458 b]]}} est détecté au cours d’un ensemble de quatre passages de la planète devant son étoile. Des observations ultérieures avec [[Hubble (télescope spatial)]] montrent une énorme enveloppe [[Ellipsoïde|ellipsoïdale]] d’[[hydrogène]], de [[carbone]] et d’[[oxygène]] autour de la planète. Cette enveloppe atteint des températures de {{nb|10000 K}}. On estime que la planète perd {{nb|1 à 5 e8 kg}} d’hydrogène par seconde. Ce type de perte d’atmosphère pourrait être commun à toutes les planètes orbitant avec des étoiles plus proches de {{nb|0,1 UA}}, telles que le Soleil<ref name="loss">Hébrard G., Lecavelier Des Étangs A., Vidal-Madjar A., Désert J.-M., Ferlet R. (2003), [https://arxiv.org/abs/astro-ph/0312384 ''Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planets''], Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conference Proceedings, Vol. 321, held 30 June - 4 July 2003, Institut d'astrophysique de Paris, France. Edited by Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs and Caroline Terquem.</ref>. En plus de l’hydrogène, du carbone et de l’oxygène, on pense que {{nobr|HD 209458 b}} contient de la [[vapeur d’eau]] dans son atmosphère<ref name="Space.com water">[http://www.space.com/scienceastronomy/070410_water_exoplanet.html Water Found in Extrasolar Planet's Atmosphere] - Space.com</ref>{{,}}<ref>[https://www.reuters.com/article/scienceNews/idUSN1043498020070411 ''Signs of water seen on planet outside solar system''], by Will Dunham, Reuters, Tue April 10, 2007 8:44PM EDT</ref>{{,}}<ref>[http://www.lowell.edu/press_room/releases/recent_releases/extrasolar_water.html ''Water Identified in Extrasolar Planet Atmosphere''], [[Lowell Observatory]] press release, April 10, 2007</ref>. De la vapeur d’eau est également observée dans l’atmosphère de {{nobr|[[HD 189733 b]]}}<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2007-12/release.shtml Press Release: NASA's Spitzer Finds Water Vapor on Hot, Alien Planet]</ref>, une autre planète géante gazeuse chaude.
En 2013 on annonce la détection de [[nuage]]s dans l’atmosphère de [[Kepler-7 b]]<ref name="MIT-20131002">{{lien web|langue=en|nom=Chu |prénom=Jennifer |titre=Scientists generate first map of clouds on an exoplanet |url=http://web.mit.edu/newsoffice/2013/scientists-generate-first-map-of-clouds-on-kepler-7b-1003.html |date=2 octobre 2013|série=[[Massachusetts Institute of Technology|MIT]] |consulté le=2 janvier 2014}}</ref>{{,}}<ref name="ArXiv-20130930">{{article|langue=en|nom=Demory|prénom= Brice-Olivier |lien auteur=Brice-Olivier Demory| et al. = oui |titre=Inference of Inhomogeneous Clouds in an Exoplanet Atmosphere |date=30 septembre 2013|journal= The Astrophysical Journal|arxiv=1309.7894 |bibcode = 2013ApJ...776L..25D |doi = 10.1088/2041-8205/776/2/L25 |volume=776 |pages=L25}}</ref>, et en {{date-|décembre 2013}}, on annonçait la même chose pour dans les atmosphères de [[Gliese 436 b|GJ 436 b]] et de [[Gliese 1214 b|GJ 12 14 b]]<ref name="NASA-20131231">{{lien web|langue=en|nom1=Harrington |prénom1=J.D. |nom2=Weaver |prénom2=Donna |nom3=Villard |prénom3=Ray |titre=Release 13-383 - NASA's Hubble Sees Cloudy Super-Worlds With Chance for More Clouds |url=http://www.nasa.gov/press/2013/december/nasas-hubble-sees-cloudy-super-worlds-with-chance-for-more-clouds/ |date=31 décembre 2013|série=[[NASA]] |consulté le=1 janvier 2014}}</ref>{{,}}<ref name="NAT-20140101a">{{article|langue=en|nom=Moses |prénom=Julianne |titre=Extrasolar planets: Cloudy with a chance of dustballs |url=http://www.nature.com/nature/journal/v505/n7481/full/505031a.html |date=1 janvier 2014|journal=[[Nature (revue)|Nature]] |volume=505 |pages=31–32 |doi=10.1038/505031a |consulté le=1 janvier 2014|bibcode = 2014Natur.505...31M |pmid=24380949}}</ref>{{,}}<ref name="NAT-20140101b">{{article|langue=en|auteur=Knutson, Heather | et al. = oui |titre=A featureless transmission spectrum for the Neptune-mass exoplanet GJ 436b |url=http://www.nature.com/nature/journal/v505/n7481/full/nature12887.html |date=1 janvier 2014|journal=[[Nature (revue)|Nature]] |volume=505 |pages=66–68 |doi=10.1038/nature12887 |consulté le=1 janvier 2014|arxiv = 1401.3350 |bibcode = 2014Natur.505...66K |pmid=24380953}}</ref>{{,}}<ref name="NAT-20140101c">{{article|langue=en|auteur=Kreidberg, Laura | et al. = oui |titre=Clouds in the atmosphere of the super-Earth exoplanet GJ 1214b |url=http://www.nature.com/nature/journal/v505/n7481/full/nature12888.html |date=1 janvier 2014|journal=[[Nature (revue)|Nature]] |volume=505 |pages=69–72 |doi=10.1038/nature12888 |consulté le=1 janvier 2014|arxiv = 1401.0022 |bibcode = 2014Natur.505...69K |pmid=24380954}}</ref>.
En mai 2017, des reflets de lumière de la [[Terre]], vus comme des scintillements par un satellite orbitant à un million de kilomètres, s'avèrent être la [[Réflexion (physique)|lumière réfléchie]] par des [[Cristal de glace|cristaux de glace]] dans l'[[Atmosphère terrestre|atmosphère]]<ref name="NYT-20170519">{{Article|titre=Spotting Mysterious Twinkles on Earth From a Million Miles Away|périodique=[[The New York Times]]|date=19 mai 2017|url=https://www.nytimes.com/2017/05/19/science/dscovr-satellite-ice-glints-earth-atmosphere.html|consulté le=20 mai 2017}}</ref>{{,}}<ref name="GRL-201760515">{{Article|langue=en|auteur1=Marshak|prénom1=Alexander|auteur2=Várnai|prénom2=Tamás|auteur3=Kostinski|prénom3=Alexander|titre=Terrestrial glint seen from deep space: oriented ice crystals detected from the Lagrangian point|périodique=[[Geophysical Research Letters]]|volume=44|numéro=10|date=15-05-2017|doi=10.1002/2017GL073248|bibcode=2017GeoRL..44.5197M|lire en ligne=https://zenodo.org/record/1229066|pages=5197}}</ref>. La technologie utilisée pour obtenir cela peut être utile à l'étude les atmosphères de mondes lointains, y compris celles des exoplanètes.
Les premiers signes de la présence d'une atmosphère sur {{nobr|[[55 Cancri e]]}}, une [[super-Terre]], apparaissent sur la carte thermique établie en 2016 : le point de la surface où la température est la plus élevée est nettement décalé par rapport au [[point subsolaire|point substellaire]], ce qu'on ne sait expliquer que par la présence d'une circulation atmosphérique. La présence d'une atmosphère est confirmée en 2024 par la comparaison de la lumière reçue de l'étoile quand la planète est devant elle avec celle reçue quand la planète est cachée : des [[raie spectrale|raies d'absorption]] de [[monoxyde de carbone|CO]] et de {{dioxyde de carbone}} sont détectées dans le premier cas. De plus, la température de la face éclairée de la planète (dont la rotation est [[orbite synchrone|synchrone]] de la révolution) est d'environ {{tmp|1500|°C}}, soit {{nobr|300 °C}} de moins qu'attendu, ce qu'on ne sait expliquer que par la présence d'une circulation atmosphérique transférant une partie de la chaleur reçue par la face éclairée vers la face sombre<ref name=Eljaouhari2024>{{Article| langue=fr| titre=Une atmosphère détectée sur une super-Terre rocheuse| auteur1=Évrard-Ouicem Eljaouhari| périodique=[[Pour la science]]| numéro=561| date=11 juin 2024| pages=| lire en ligne=https://www.pourlascience.fr/sd/astrophysique/une-atmosphere-detectee-sur-une-super-terre-rocheuse-26518.php| consulté le=10 août 2024}}.</ref>.
=== Composition atmosphérique ===
En 2001, du [[sodium]] a été détecté dans l’atmosphère de [[HD 209458 b]]<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1086/338770| titre = Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere| journal = The Astrophysical Journal| volume = 568| pages = 377–384| année = 2002| nom1 = Charbonneau | prénom1 = D. | nom2 = Brown | prénom2 = T. M. | nom3 = Noyes | prénom3 = R. W. | nom4 = Gilliland | prénom4 = R. L. | bibcode=2002ApJ...568..377C|arxiv = astro-ph/0111544 }}</ref>.
En 2008, de l’[[eau]], du [[monoxyde de carbone]], du [[dioxyde de carbone]]<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1088/0004-637X/690/2/L114|arxiv=0812.1844| titre = Molecular Signatures in the Near Infrared Dayside Spectrum of HD 189733b| journal = The Astrophysical Journal| volume = 690| numéro = 2| pages = L114| année = 2009| nom1 = Swain | prénom1 = M. R.| nom2 = Vasisht | prénom2 = G.| nom3 = Tinetti | prénom3 = G.| nom4 = Bouwman | prénom4 = J.| nom5 = Chen | prénom5 = P. | nom6 = Yung | prénom6 = Y.| nom7 = Deming | prénom7 = D.| nom8 = Deroo | prénom8 = P.|bibcode=2009ApJ...690L.114S}}</ref> et du [[méthane]]<ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_img_20080319.html NASA – Hubble Finds First Organic Molecule on an Exoplanet]. NASA. 19 March 2008</ref> ont été détectés dans l’atmosphère de [[HD 189733 b]].
En 2013, de l’eau a été détectée dans les atmosphères de HD 209458 b, [[XO-1 b]], [[WASP-12 b]], [[WASP-17 b]] et [[WASP-19 b]]<ref name="NASA-20131203">{{lien web|langue=en|titre=Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds |url=http://www.nasa.gov/content/goddard/hubble-traces-subtle-signals-of-water-on-hazy-worlds/ |date=3 décembre 2013|site=[[NASA]]|consulté le=4 décembre 2013 }}</ref>{{,}}<ref name="ApJ-20130910">{{article|langue=en| doi = 10.1088/0004-637X/774/2/95|arxiv = 1302.1141 |bibcode = 2013ApJ...774...95D| titre = Infrared Transmission Spectroscopy of the Exoplanets HD 209458b and XO-1b Using the Wide Field Camera-3 on the Hubble Space Telescope| journal = The Astrophysical Journal| volume = 774| numéro = 2| pages = 95| année = 2013| nom1 = Deming | prénom1 = D. | nom2 = Wilkins | prénom2 = A. | nom3 = McCullough | prénom3 = P. | nom4 = Burrows | prénom4 = A. | nom5 = Fortney | prénom5 = J. J. | nom6 = Agol | prénom6 = E. | nom7 = Dobbs-Dixon | prénom7 = I. | nom8 = Madhusudhan | prénom8 = N. | nom9 = Crouzet | prénom9 = N. | nom10 = Desert | prénom10 = J. M. | nom11 = Gilliland | prénom11 = R. L. | nom12 = Haynes | prénom12 = K. | nom13 = Knutson | prénom13 = H. A. | nom14 = Line | prénom14 = M. | nom15 = Magic | prénom15 = Z. | nom16 = Mandell | prénom16 = A. M. | nom17 = Ranjan | prénom17 = S. | nom18 = Charbonneau | prénom18 = D. | nom19 = Clampin | prénom19 = M. | nom20 = Seager | prénom20 = S. | nom21 = Showman | prénom21 = A. P. }}</ref>{{,}}<ref name="ApJ-20131203">{{article|langue=en| doi = 10.1088/0004-637X/779/2/128|bibcode=2013ApJ...779..128M|arxiv = 1310.2949 | titre = Exoplanet Transit Spectroscopy Using WFC3: WASP-12 b, WASP-17 b, and WASP-19 b| journal = The Astrophysical Journal| volume = 779| numéro = 2| pages = 128| année = 2013| nom1 = Mandell | prénom1 = A. M. | nom2 = Haynes | prénom2 = K. | nom3 = Sinukoff | prénom3 = E. | nom4 = Madhusudhan | prénom4 = N. | nom5 = Burrows | prénom5 = A. | nom6 = Deming | prénom6 = D. }}</ref>.
En {{date-|juillet 2014}}, la NASA a annoncé avoir trouvé des [[Exoplanète|atmosphères]] très sèches sur trois exoplanètes ([[HD 189733 b]], [[HD 209458 b]] et [[WASP-12 b]]) orbitant autour d’étoiles similaires au Soleil<ref name="NASA-20140724">{{lien web|langue=en|nom=Harrington |prénom=J.D. |nom2=Villard |prénom2=Ray |titre=RELEASE 14–197 – Hubble Finds Three Surprisingly Dry Exoplanets |url=http://www.nasa.gov/press/2014/july/hubble-finds-three-surprisingly-dry-exoplanets/|date=24 juillet 2014|site=[[NASA]] |consulté le=25 juillet 2014 }}</ref>.
En {{date-|septembre 2014}}, la NASA a rapporté que [[HAT-P-11 b]] était la première exoplanète de la taille de Neptune, connue pour avoir une atmosphère relativement dégagée de tout nuage. De plus, il fut rapporté que des [[molécule]]s de toute sorte avaient été trouvées sur cette si petite exoplanète, en particulier de la [[vapeur d’eau]]<ref name="NASA-20140924">{{lien web|langue=en|nom=Clavin |prénom=Whitney |nom2=Chou |prénom2=Felicia |nom3=Weaver |prénom3=Donna |nom4=Villard |prénom4=Ray |nom5=Johnson |prénom5=Michele |titre=NASA Telescopes Find Clear Skies and Water Vapor on Exoplanet |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-322&1 |date=24 septembre 2014 |série=[[NASA]] |consulté le=24 septembre 2014 }}</ref>.
La présence d’[[oxygène]] peut être détectable par des télescopes terrestres<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1088/0004-637X/758/1/13|arxiv=1206.0558|bibcode = 2012ApJ...758...13K | titre = Can Ground-based Telescopes Detect the Oxygen 1.27 μm Absorption Feature as a Biomarker in Exoplanets?| journal = The Astrophysical Journal| volume = 758| pages = 13| année = 2012| nom1 = Kawahara | prénom1 = H. | nom2 = Matsuo | prénom2 = T. | nom3 = Takami | prénom3 = M. | nom4 = Fujii | prénom4 = Y. | nom5 = Kotani | prénom5 = T. | nom6 = Murakami | prénom6 = N. | nom7 = Tamura | prénom7 = M. | nom8 = Guyon | prénom8 = O. }}</ref>, si l’on en trouvait, cela suggérerait la présence d’une vie [[photosynthèse|photosynthétique]] sur une exoplanète.
En {{date-|juin 2015}}, la NASA a rapporté que [[WASP-33]] possédait une [[stratosphère]]. L’[[ozone]] et les [[hydrocarbure]]s absorbent de larges quantités de rayonnement ultraviolet, ce qui réchauffe les parties supérieures de l’atmosphère qui les contient et crée une [[couche d’inversion]] et une stratosphère. Néanmoins, ces molécules sont détruites aux températures des exoplanètes chaudes, ce qui génère un doute concernant la possibilité pour les exoplanètes d’avoir une stratosphère. Une couche d’inversion et une stratosphère ont été identifiées sur WASP-33, générées par de l’[[oxyde de titane]], qui est un puissant absorbeur de rayonnement ultraviolet visible et qui peut seulement exister sous forme de gaz dans une atmosphère chaude. WASP-33 est l’exoplanète la plus chaude connue à ce jour, elle a une température de {{tmp|3200|°C}}<ref>{{lien web|langue=en|titre = Hottest planet is hotter than some stars|url = https://www.newscientist.com/article/dn19991-hottest-planet-is-hotter-than-some-stars.html#.VXqvYc9Viko|consulté le = 2015-06-12}}</ref> et représente environ quatre fois et demie la masse de Jupiter<ref>{{lien web|langue=en|titre = NASA’s Hubble Telescope Detects ‘Sunscreen’ Layer on Distant Planet|url = http://www.nasa.gov/press-release/nasa-s-hubble-telescope-detects-sunscreen-layer-on-distant-planet|consulté le = 2015-06-11}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre = Spectroscopic Evidence for a Temperature Inversion in the Dayside Atmosphere of the Hot Jupiter WASP-33b |arxiv = 1505.01490 <!--|class=astro-ph--> |date = 2015-05-06|prénom = Korey|nom = Haynes|prénom2 = Avi M.|nom2 = Mandell|prénom3 = Nikku|nom3 = Madhusudhan|prénom4 = Drake|nom4 = Deming|prénom5 = Heather|nom5 = Knutson|bibcode = 2015ApJ...806..146H |doi = 10.1088/0004-637X/806/2/146 |volume=806 |numéro = 2 |journal=The Astrophysical Journal |pages=146}}</ref>.
En {{date-|février 2016}}, il a été annoncé que le télescope spatial [[Hubble (télescope spatial)|''Hubble'']] de la [[NASA]] a détecté de l’[[hydrogène]] et de l’[[hélium]] (et possiblement du [[cyanure d’hydrogène]]) dans l’atmosphère de [[55 Cancri e]] mais pas de [[vapeur d’eau]]. Il s’agit de la première fois que l’atmosphère d’une exoplanète [[Super-Terre]] a été analysée de manière fructueuse<ref name="Phys-20160216">{{lien web|langue=en|titre=First detection of super-earth atmosphere |url=http://phys.org/news/2016-02-super-earth-atmosphere.html |date=16 février 2016 |site=[[Phys.org]] |consulté le=17 février 2016 }}</ref>.
En septembre 2019, deux études de recherche indépendantes ont conclu, à partir des données du telescope ''Hubble'', qu'il y a des quantités importantes d'eau dans l'atmosphère de l'exoplanète [[K2-18 b|K2-18b]], première de ce type découverte dans la zone habitable d'une étoile<ref>{{Article|langue=en-GB|titre=Water found for first time on 'potentially habitable' planet|périodique=BBC News|date=2019-09-12|lire en ligne=https://www.bbc.com/news/science-environment-49648746|consulté le=2022-03-18}}</ref>{{,}}<ref name="NG-20190911">{{Lien web |langue=en |auteur=Greshko |prénom=Michael |titre=Water found on a potentially life-friendly alien planet |url=https://www.nationalgeographic.com/science/2019/09/first-water-found-in-habitable-exoplanets-atmosphere-hubble-kepler-k2-18b/ |site=[[National Geographic]] |date=11-09-2019 |consulté le=12-09-2019}}</ref>{{,}}<ref name="NAT-20190911">{{Article|langue=en|auteur1=Tsiaras, Angelo|titre=Water vapour in the atmosphere of the habitable-zone eight-Earth-mass planet K2-18 b|périodique=[[Nature Astronomy]]|volume=3|numéro=12|date=11 September 2019|doi=10.1038/s41550-019-0878-9|bibcode=2019NatAs...3.1086T|arxiv=1909.05218|pages=1086–1091|et al.=oui}}</ref>.
=== Circulation atmosphérique ===
La circulation atmosphérique des planètes qui effectuent des rotations plus lentes ou possèdent des atmosphères plus denses permet à davantage de chaleur de circuler jusqu’aux pôles, ce qui réduit les différences de température entre les pôles et l’équateur<ref>{{article|langue=en|arxiv=1306.2418|bibcode = 2013cctp.book..277S |doi = 10.2458/azu_uapress_9780816530595-ch12 | titre=Atmospheric Circulation of Terrestrial Exoplanets |journal=Comparative Climatology of Terrestrial Planets|pages = 277 |année = 2013 |nom1 = Showman |prénom1 = A. P. |nom2 = Wordsworth |prénom2 = R. D. |nom3 = Merlis |prénom3 = T. M. |nom4 = Kaspi |prénom4 = Y. |isbn = 978-0-8165-3059-5 }}</ref>.
=== Nuages ===
En {{date-|octobre 2013}}, on a annoncé la détection de [[nuage]]s dans l’atmosphère de [[Kepler-7 b]]<ref name="MIT-20131002" />{{,}}<ref name="ArXiv-20130930" />, tout comme en {{date-|décembre 2013}} concernant l’atmosphère de [[Gliese 436 b]] et de [[Gliese 1214 b]]<ref name="NASA-20131231" />{{,}}<ref name="NAT-20140101a" />{{,}}<ref name="NAT-20140101b" />{{,}}<ref name="NAT-20140101c" />.
=== Précipitations ===
La composition des [[précipitations]] à l’état liquide (pluie) ou solide (neige) varie selon la température atmosphérique, la pression, la composition et l’[[altitude]]. Les atmosphères chaudes pourraient avoir une pluie de fer<ref>[http://www.astrobio.net/pressrelease/352/new-world-of-iron-rain New World of Iron Rain]. ''Astrobiology Magazine''. 8 January 2003</ref>{{,}}<ref name="a">Howell, Elizabeth (30 August 2013) [http://www.space.com/159-strangest-alien-planets.html On Giant Blue Alien Planet, It Rains Molten Glass]. SPACE.com</ref>,une pluie de verre fondu<ref name="a" /> et une pluie composée de minéraux rocheux tels que l’enstatite, le corindon, la spinelle et la wollastonite<ref>[http://www.sciencedaily.com/releases/2009/09/090930165038.htm Raining Pebbles: Rocky Exoplanet Has Bizarre Atmosphere, Simulation Suggests]. Science Daily. 1 October 2009</ref>. Dans les profondeurs de l’atmosphère des géantes gazeuses, il pourrait pleuvoir des diamants<ref>Morgan, James (14 October 2013) [https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-24477667 'Diamond rain' falls on Saturn and Jupiter]. BBC.</ref> et de l’hélium contenant du néon dissous<ref>Sanders, Robert (22 March 2010) [https://newscenter.berkeley.edu/2010/03/22/helium_rain/ Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere]. newscenter.berkeley.edu</ref>.
=== Oxygène abiotique ===
Il existe des processus géologiques et atmosphériques qui produisent de l’oxygène libre, ce qui suggère que la détection d’oxygène n’indique pas nécessairement la présence de la vie<ref name='NAOJ2014'>{{article|langue=en|url=http://astrobiology.com/2015/09/oxygen-is-not-definitive-evidence-of-life-on-extrasolar-planets.html |titre=Oxygen Is Not Definitive Evidence of Life on Extrasolar Planets |périodique=NAOJ |éditeur=Astrobiology Web |date=10 septembre 2015 |consulté le=2015-09-11 }}.</ref>.
Les processus de la vie produisent un mélange de substances chimiques qui ne sont pas en [[équilibre chimique]], toutefois, des processus de déséquilibre abiotique doivent également être pris en considération. La [[biosignature]] atmosphérique la plus robuste est souvent considérée comme étant de l’[[oxygène]] moléculaire ({{formule chimique|O|2}}) ainsi que l’ozone [[photochimie|photochimique]] ({{formule chimique|O|3}}) en résultant. La [[photolyse]] de l’eau ({{formule chimique|H|2|O}}) par [[ultraviolet|rayonnement ultraviolet]], suivie d’une {{Lien|langue=en|trad=Hydrodynamic escape|fr=fuite hydrodynamique}} d’hydrogène peut conduire à une accumulation d’oxygène sur les planètes proches de leur étoile, soumises à un {{Lien|langue=en|trad=Runaway greenhouse effect|fr=effet de serre galopant}}. Pour les planètes situées en [[zone habitable]], on pensait que la photolyse de l’eau serait fortement limitée par un {{Lien|langue=en|trad=Cold trap (astronomy)|fr=piégeage froid}} de vapeur d’eau dans la basse atmosphère. Cependant, l’ampleur du piégeage froid de l’{{H2O}} dépend fortement de la quantité de gaz non-[[condensation|condensable]] présents dans l’atmosphère, tels que l’[[azote]] N{{ind|2}} et l’[[argon]]. En l’absence de tels gaz, la probabilité de l’accumulation d’oxygène dépend également de modalités complexes sur l’historique d’accrétion, la chimie interne, les dynamiques atmosphériques et l’état orbital de la Terre. Par conséquent, l’oxygène à lui seul ne peut être considéré comme une biosignature robuste<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1088/2041-8205/785/2/L20| titre = Abiotic Oxygen-Dominated Atmospheres on Terrestrial Habitable Zone Planets| journal = The Astrophysical Journal| volume = 785| numéro = 2| pages = L20| année = 2014| nom1 = Wordsworth | prénom1 = R. | nom2 = Pierrehumbert | prénom2 = R. |arxiv = 1403.2713 |bibcode = 2014ApJ...785L..20W }}</ref>. Le taux d’azote et d’argon par quantité d’oxygène pourrait être détecté en étudiant les {{Lien|langue=en|trad=Phase curve (astronomy)|fr=courbes de phase}} thermiques<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1051/0004-6361/201116654| titre = Thermal phase curves of nontransiting terrestrial exoplanets| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 532| pages = A1| année = 2011| nom1 = Selsis | prénom1 = F.| nom2 = Wordsworth | prénom2 = R. D.| nom3 = Forget | prénom3 = F. | bibcode=2011A&A...532A...1S|arxiv = 1104.4763 }}.</ref> ou par mesure par spectroscopie de la transmission des [[méthodes de détection des exoplanètes|transits]] de la [[diffusion Rayleigh]] spectrale inclinée dans un ciel clair (c.-à-d. une atmosphère sans [[aérosol]])<ref>{{article|langue=en| doi = 10.1088/0004-637X/753/2/100| titre = Atmospheric Retrieval for Super-Earths: Uniquely Constraining the Atmospheric Composition with Transmission Spectroscopy| journal = The Astrophysical Journal| volume = 753| numéro = 2| pages = 100| année = 2012| nom1 = Benneke | prénom1 = B. | nom2 = Seager | prénom2 = S. | bibcode=2012ApJ...753..100B|arxiv = 1203.4018 }}.</ref>.
== La vie ==
{{Article détaillé|Habitabilité d'une planète|Biosignature}}
=== Méthane ===
La détection de méthane dans les corps astronomiques intéresse la science et la technologie, car elle peut être la preuve d'une [[vie extraterrestre]] ([[biosignature]])<ref name="Atreya">{{Lien web |langue=en |prénom=Sushil K. |nom=Atreya |titre=The Mystery of Methane on Mars and Titan |url=https://www.scientificamerican.com/article/methane-on-mars-titan/ |site=Scientific American |consulté le=2022-03-19}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=Exoplanet Biosignature Gases |url=https://www.saraseager.com/exoplanet-biosignature-gases/ |site=Sara Seager |consulté le=2022-03-19}}.</ref>. Il peut aider à fournir des ingrédients organiques pour la [[Origine de la vie|formation de la vie]]<ref name="Atreya" />{{,}}<ref>{{Article|langue=en-US|prénom=Paul Scott|nom=Anderson|titre=Is There a Methane Habitable Zone? |url=https://www.universetoday.com/90945/is-there-a-methane-habitable-zone/|périodique=Universe Today |date=2011-11-15|consulté le=2022-03-20}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web|langue=en|prénom=Keith|nom=Cooper |titre=Could Alien Life Exist in the Methane Habitable Zone? |url=https://www.space.com/13639-alien-life-methane-habitable-zone.html |site=Space.com |date=2011-11-16 |consulté le=2022-03-19}}.</ref>, et aussi, le méthane pourrait être utilisé comme carburant ou propulseur de fusée pour de futures missions robotiques et avec équipage dans le système solaire<ref>{{Lien brisé|url=http://www.nss.org/settlement/spaceresources/2004-ExtraterrestrialResources-Bibliography-Abstracts.pdf|titre=Recovery and Utilization of Extraterrestrial Resources|site=NASA Scientific and Technical Information Program|date=janvier 2004}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |prénom=Lee |nom=Mohon |titre=NASA Tests Methane Engine Components for Next Generation Landers |url=http://www.nasa.gov/centers/marshall/news/releases/2015/nasa-tests-methane-powered-engine-components-for-next-generation-landers.html |site=NASA |date=2015-10-28 |consulté le=2022-03-19}}.</ref>.
* [[Mercure (planète)|Mercure]] - l'atmosphère ténue contient des traces de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Cain |prénom=Fraser |titre=Atmosphere of Mercury |url=http://www.universetoday.com/22088/atmosphere-of-mercury/ |site=Universe Today |date=12-03-2013 |consulté le=07-04-2013 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120419015125/http://www.universetoday.com/22088/atmosphere-of-mercury/ |archive-date=19-04-2012}}</ref>.
* [[Vénus (planète)|Vénus]] - l'atmosphère contient une grande quantité de méthane à {{Unité|60|km}} de la surface selon les données recueillies par le [[Spectrométrie de masse|spectromètre de masse]] neutre de [[Pioneer Venus]] Large Probe<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Donahue|prénom1=T.M.|auteur2=Hodges|prénom2=R.R.|titre=Venus methane and water|périodique=Geophysical Research Letters|volume=20|numéro=7|année=1993|doi=10.1029/93GL00513|bibcode=1993GeoRL..20..591D|pages=591–594}}</ref>.
* [[Lune]] - des traces sont détectées dans les [[dégazement]]s à la surface<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Stern|prénom1=S.A.|titre=The Lunar atmosphere: History, status, current problems, and context|périodique=Rev. Geophys.|volume=37|numéro=4|année=1999|doi=10.1029/1999RG900005|bibcode=1999RvGeo..37..453S|pages=453–491}}</ref>.
[[Fichier:PIA19088-MarsCuriosityRover-MethaneSource-20141216.png|vignette|[[Atmosphère de Mars|Méthane]] ({{CH4}}) sur Mars – sources et puits potentiels.]]
* [[Mars (planète)|Mars]] – l'[[Atmosphère de Mars|atmosphère martienne]] contient {{Unité|10|nmol/[[Mole (unité)|mol]]}} de méthane<ref name="methane">{{Lien web |langue=en |titre=Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere |url=http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMZ0B57ESD_0.html |éditeur=[[European Space Agency]] |consulté le=17-03-2006 |archive-url=https://web.archive.org/web/20060224102528/http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMZ0B57ESD_0.html |archive-date=24-02-2006}}</ref>. Sa source n'a pas été déterminée. La recherche suggère que le méthane peut provenir de [[Volcan|volcans]], de [[Faille|lignes de faille]] ou de [[Métabolisme méthanogène|méthanogènes]]<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Schirber, Michael |titre=Methane-spewing Martians? |url=http://www.astrobio.net/exclusive/3004/methane-spewing-martians |éditeur=NASA's Astrobiology Magazine |date=15-01-2009}}</ref>, qu'il peut être un sous-produit des décharges électriques des [[tourbillons de poussière]] et des [[Tempête de sable|tempêtes de poussière]]<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Atkinson, Nancy |titre=Methane on Mars may be result of electrification of dust devils |url=http://phys.org/news/2012-09-methane-mars-result-electrification-dust-devils.html |éditeur=Universe Today |date=11-09-2012}}</ref>, ou qu'il peut être le résultat du [[rayonnement]] [[Ultraviolet|UV]]<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Methane on Mars is not an indication of life: UV radiation releases methane from organic materials from meteorites |url=https://www.sciencedaily.com/releases/2012/05/120531112349.htm |éditeur=Max-Planck-Gesellschaft |date=31-05-2012}}</ref>. En janvier 2009, les scientifiques de la NASA annoncent qu'ils ont découvert que la planète émettait souvent du méthane dans l'atmosphère dans des zones spécifiques, ce qui a conduit certains à supposer que cela pourrait être un signe d'activité biologique sous la surface<ref>{{Article|langue=en-US|prénom1=Marc|nom1=Kaufman|titre=Mars Vents Methane in What Could Be Sign of Life|périodique=[[The Washington Post]]|date=2009-01-16|issn=0190-8286|lire en ligne=http://www.washingtonpost.com/wp-dyn/content/article/2009/01/15/AR2009011502222.html|consulté le=2022-03-19}}.</ref>. Le [[Curiosity (rover)|rover ''Curiosity'']], qui s'est posé sur Mars en août 2012, peut faire la distinction entre différents [[Isotopologue|isotopologues]] du méthane<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Tenenbaum |prénom=David |titre=Making Sense of Mars Methane |url=http://www.astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=2765&mode=thread&order=0&thold=0 |site=Astrobiology Magazine |date=09-06-2008 |consulté le=08-10-2008 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080923195833/http://astrobio.net/news/modules.php?op=modload&name=News&file=article&sid=2765&mode=thread&order=0&thold=0 |archive-date=23-09-2008}}</ref> ; mais même si la mission détermine que la vie martienne microscopique est la source du méthane, il réside probablement loin sous la surface, hors de portée du rover<ref>{{Article|titre=Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet|périodique=Nasa News|date=15 janvier 2009|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/marsmethane.html|consulté le=17 janvier 2009}}</ref>. Les premières mesures avec le [[Sample Analysis at Mars|spectromètre laser accordable]] (TLS) ont montré qu'il y avait moins de {{Unité|5|ppb}} de méthane sur le site d'atterrissage<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Mars Curiosity Rover News Telecon -November 2, 2012 |url=http://www.ustream.tv/nasajpl}}</ref>{{,}}<ref name="Science-20121102">{{Lien web |langue=en |auteur=Kerr |prénom=Richard A. |titre=Curiosity Finds Methane on Mars, or Not |url=http://news.sciencemag.org/earth/2012/11/curiosity-finds-methane-mars-or-not |éditeur=[[Science (journal)|Science]] |date=02-11-2012 |consulté le=03-11-2012}}</ref>. Le 16 décembre 2014, la NASA signale que le rover ''Curiosity'' avait détecté un « pic décuplé », probablement localisé, de la quantité de méthane dans l'atmosphère martienne. Des mesures d'échantillons prises « une douzaine de fois sur 20 mois » ont montré des augmentations fin 2013 et début 2014, avec une moyenne de « 7 parts de méthane par milliard dans l'atmosphère ». Avant et après cela, les lectures étaient en moyenne d'environ un dixième de ce niveau<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Christopher R.|nom1=Webster|prénom2=Paul R.|nom2=Mahaffy|prénom3=Sushil K.|nom3=Atreya|prénom4=Gregory J.|nom4=Flesch|titre=Mars methane detection and variability at Gale crater|périodique=Science|volume=347|numéro=6220|date=2015-01-23|issn=0036-8075|issn2=1095-9203|doi=10.1126/science.1261713|lire en ligne=https://authors.library.caltech.edu/52526/7/Webster.SM.pdf|consulté le=2022-03-19|format=pdf|pages=415–417}}</ref>{{,}}<ref name="NASA-20141216-GW">{{Lien web |langue=en |auteur=Webster |prénom=Guy |auteur2=Neal-Jones |prénom2=Nancy |auteur3=Brown |prénom3=Dwayne |titre=NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-432 |site=[[NASA]] |date=16-12-2014 |consulté le=16-12-2014}}</ref>. Les pics de concentration suggèrent que Mars produit ou libère épisodiquement du méthane à partir d'une source inconnue<ref name="Webster 2015">{{Article|langue=en|auteur1=Webster|prénom1=Christopher R.|titre=Mars methane detection and variability at Gale crater|périodique=Science|volume=347|numéro=6220|date=23-01-2015|pmid=25515120|doi=10.1126/science.1261713|bibcode=2015Sci...347..415W|lire en ligne=https://authors.library.caltech.edu/52526/7/Webster.SM.pdf|pages=415–417}}</ref>. L'[[ExoMars Trace Gas Orbiter]] effectue des mesures de méthane depuis avril 2018, ainsi que de ses produits de décomposition tels que le [[Méthanal|formaldéhyde]] et le [[méthanol]].
* [[Jupiter (planète)|Jupiter]] - l'atmosphère contient {{Unité|3000|ppm|±=1000}} de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Jupiter Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|site=NASA}}</ref>.
* [[Saturne (planète)|Saturne]] - l'atmosphère contient {{Unité|4500|ppm|±=2000}} de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Saturn Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html |site=NASA}}</ref>.
** [[Encelade (lune)|Encelade]] - l'atmosphère contient 1,7 % de méthane<ref name="Waite">{{Article|langue=en|auteur1=Waite, Jr.|prénom1=Jack Hunter|auteur2=Combi|prénom2=M. R.|auteur3=Ip|prénom3=W. H.|auteur4=Cravens|prénom4=T. E.|titre=Cassini ion and neutral mass spectrometer: Enceladus plume composition and structure|périodique=Science|volume=311|numéro=5766|date=March 2006|pmid=16527970|doi=10.1126/science.1121290|bibcode=2006Sci...311.1419W|pages=1419–22}}</ref>.
** [[Japet (lune)|Japet]]<ref>{{Lien web |langue=fr|titre=🔎 Japet (lune) : définition et explications |url=https://www.techno-science.net/definition/3026.html |site=Techno-Science.net |consulté le=2022-03-19}}</ref>.
** [[Titan (lune)|Titan]] - l'atmosphère contient 1,6 % de méthane et des milliers de lacs de méthane ont été détectés à la surface<ref name="Niemann">{{Article|langue=en|auteur1=Niemann|prénom1=HB|auteur2=Atreya|prénom2=SK|auteur3=Bauer|prénom3=SJ|auteur4=Carignan|prénom4=GR|titre=The abundances of constituents of Titan's atmosphere from the GCMS instrument on the Huygens probe|périodique=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=438|numéro=7069|année=2005|pmid=16319830|doi=10.1038/nature04122|bibcode=2005Natur.438..779N|pages=779–784}}</ref>. Dans la haute atmosphère, le méthane est converti en molécules plus complexes, dont l'[[acétylène]], un processus qui produit également de l'[[hydrogène]] moléculaire. Il est prouvé que l'acétylène et l'hydrogène sont recyclés en méthane près de la surface. Cela suggère la présence soit d'un catalyseur exotique, soit d'une forme inconnue de vie méthanogène<ref name="life">{{Lien web |langue=en |auteur=McKay |prénom=Chris |titre=Have We Discovered Evidence For Life On Titan |url=http://www.spacedaily.com/reports/Have_We_Discovered_Evidence_For_Life_On_Titan_999.html |site=SpaceDaily |date=8 juin 2010 |consulté le=10 juin 2010}}</ref>. Des averses de méthane, probablement provoquées par le changement des saisons, ont également été observées<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Grossman|prénom1=Lisa|titre=Seasonal methane rain discovered on Titan|périodique=Wired|date=07-03-2011|lire en ligne=https://www.wired.com/wiredscience/2011/03/titan-april-showers/}}</ref>. Le 24 octobre 2014, du méthane a été trouvé dans les nuages polaires de Titan<ref name="NASA-20141024-PD">{{Lien web |langue=en |auteur=Dyches |prénom=Preston |auteur2=Zubritsky |prénom2=Elizabeth |titre=NASA Finds Methane Ice Cloud in Titan's Stratosphere |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4354 |site=[[NASA]] |date=24-10-2014 |consulté le=31-10-2014}}</ref>{{,}}<ref name="NASA-20141024-EZ">{{Lien web |langue=en |auteur=Zubritsky |prénom=Elizabeth |auteur2=Dyches |prénom2=Preston |titre=NASA Identifies Ice Cloud Above Cruising Altitude on Titan |url=http://www.nasa.gov/content/goddard/nasa-identifies-ice-cloud-above-cruising-altitude-on-titan |site=[[NASA]] |date=24-10-2014 |consulté le=31-10-2014}}</ref>.
{{Image panoramique|Titan-Earth-PolarClouds-20141024.jpg|600|Nuages polaires de méthane, sur Titan (gauche) comparé avec les [[Nuage noctulescent|nuages polaires]] sur [[Terre]] (droite).}}
* [[Uranus (planète)|Uranus]] - l'atmosphère contient 2,3 % de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Uranus Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html |éditeur=NASA}}.</ref>.
** [[Ariel (lune)|Ariel]] - on pense que le méthane est un constituant de la glace de surface d'Ariel.
** [[Miranda (lune)|Miranda]]{{Référence nécessaire|date=juin 2013}}
** [[Obéron (lune)|Oberon]] - environ 20 % de la glace de surface d'Oberon est composée de composés carbone / azote liés au méthane.
** [[Titania (lune)|Titania]] - environ 20 % de la glace de surface de Titania est composée de composés organiques liés au méthane{{Référence nécessaire|date=juin 2013}}
* [[Umbriel (lune)|Umbriel]] - le méthane est un constituant de la glace de surface d'Umbriel.
* [[Neptune (planète)|Neptune]] - l'atmosphère contient {{Unité|1,5|%|±=0,5}} de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Neptune Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html |éditeur=NASA}}</ref>.
* [[Triton (lune)|Triton]] - Triton a une atmosphère d'azote ténue avec de petites quantités de méthane près de la surface<ref name="nature2">{{Article|langue=en|auteur1=Shemansky|prénom1=D. F.|auteur2=Yelle|prénom2=R. V.|auteur3=Linick|prénom3=J. L.|auteur4=Lunine|prénom4=J. E.|titre=Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton|périodique=Science|volume=246|numéro=4936|date=15-12-1989|pmid=17756000|doi=10.1126/science.246.4936.1459|bibcode=1989Sci...246.1459B|pages=1459–1466}}</ref>{{,}}<ref name="grand">{{Ouvrage|nom1=Miller, Ron|lien auteur1=Ron Miller (artist and author)|nom2=Hartmann, William K.|titre=The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System|lieu=Thailand|éditeur=3rd|année=2005|pages totales=172–73|isbn=978-0-7611-3547-0}}</ref>.
* [[Pluton (planète naine)|Pluton]] - l'analyse [[Spectroscopie|spectroscopique]] de la surface de Pluton révèle qu'elle contient des traces de méthane<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Owen|prénom1=T. C.|auteur2=Roush|prénom2=T. L.|auteur3=Cruikshank|prénom3=D. P.|auteur4=Elliot|prénom4=J. L.|titre=Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto|périodique=Science|volume=261|numéro=5122|année=1993|pmid=17757212|doi=10.1126/science.261.5122.745|bibcode=1993Sci...261..745O|lire en ligne=https://www.researchgate.net/publication/6083541|pages=745–748}}</ref>{{,}}<ref name="Solstation">{{Lien web |langue=en |titre=Pluto |url=http://www.solstation.com/stars/pluto.htm |site=SolStation |année=2006 |consulté le=28-03-2007}}</ref>.
* [[Charon (lune)|Charon]] - l'hypothèse de la présence de méthane sur Charon n'est pas complètement confirmée<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Sicardy|prénom1=B|auteur2=Bellucci|prénom2=A|auteur3=Gendron|prénom3=E|auteur4=Lacombe|prénom4=F|titre=Charon's size and an upper limit on its atmosphere from a stellar occultation|périodique=Nature|volume=439|numéro=7072|année=2006|pmid=16397493|doi=10.1038/nature04351|bibcode=2006Natur.439...52S|pages=52–4}}</ref>.
* [[(136199) Éris|Eris]] - la lumière infrarouge de l'objet a révélé la présence de glace de méthane<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Gemini Observatory Shows That "10th Planet" Has a Pluto-Like Surface |url=http://www.gemini.edu/index.php?option=content&task=view&id=142 |site=Gemini Observatory |année=2005 |consulté le=03-05-2007}}</ref>.
* [[1P/Halley|La comète de Halley]].
* [[C/1996 B2 (Hyakutake)|Comète Hyakutake]] - des observations terrestres ont trouvé de l'[[éthane]] et du méthane dans la comète<ref name="science">{{Article|langue=en|auteur1=Mumma|prénom1=M.J.|auteur2=Disanti|prénom2=M.A.|auteur3=Dello Russo|prénom3=N.|auteur4=Fomenkova|prénom4=M.|titre=Detection of Abundant Ethane and Methane, Along with Carbon Monoxide and Water, in Comet C/1996 B2 Hyakutake: Evidence for Interstellar Origin|périodique=Science|volume=272|numéro=5266|année=1996|pmid=8650540|doi=10.1126/science.272.5266.1310|bibcode=1996Sci...272.1310M|pages=1310–1314}}</ref>.
* [[Exoplanète|Planètes extrasolaires]] – du méthane a été détecté sur la planète extrasolaire [[HD 189733 b]] ; c'est la première détection d'un composé organique sur une planète en dehors du système solaire. Son origine est inconnue, car la température élevée de la planète ({{Unité|700|°C}}) favoriserait normalement la formation de [[monoxyde de carbone]]<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Battersby, Stephen |titre=Organic molecules found on alien world for first time |url=https://www.newscientist.com/article/dn13303-organic-molecules-found-on-alien-world-for-first-time.html |date=11-02-2008}}</ref>. La recherche suggère que les [[météoroïdes]] frappant les atmosphères d'[[exoplanète]]s pourraient ajouter des gaz d'hydrocarbures tels que le méthane, donnant à tort l'impression que les exoplanètes sont habitées par la vie<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Choi, Charles M. |titre=Meteors might add methane to exoplanet atmospheres |url=http://www.astrobio.net/exclusive/5021/meteors-might-add-to-exoplanet-atmosphere |éditeur=NASA's Astrobiology Magazine |date=17-09-2012 |consulté le=25-03-2018 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130602073250/http://www.astrobio.net/exclusive/5021/meteors-might-add-to-exoplanet-atmosphere |archive-date=02-06-2013}}</ref>.
Le méthane est présent ailleurs que dans des atmosphères planétaires. En effet, on en trouve dans des [[Nuage interstellaire|nuages interstellaires]]<ref>{{Article|langue=en|auteur1=Lacy|prénom1=J. H.|auteur2=Carr|prénom2=J. S.|auteur3=Evans|prénom3=N. J., I.|auteur4=Baas|prénom4=F.|titre=Discovery of interstellar methane – Observations of gaseous and solid {{CH4}} absorption toward young stars in molecular clouds|périodique=The Astrophysical Journal|volume=376|année=1991|doi=10.1086/170304|bibcode=1991ApJ...376..556L|pages=556}}.</ref> et les [[Atmosphère stellaire|atmosphères stellaires]] d'étoiles de [[Type spectral|type M]]<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Uffe Gråre|nom1=J⊘srgensen|titre=Cool star models|périodique=Symposium - International Astronomical Union|volume=178|date=1997|issn=0074-1809|doi=10.1017/s0074180900009608|lire en ligne=http://dx.doi.org/10.1017/s0074180900009608|consulté le=2022-03-19|pages=441–456}}.</ref>.
== Notes et références ==
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== Voir aussi ==
{{Catégorie principale|Atmosphère}}
{{Autres projets| commons=Category:Atmosphere| wikt=atmosphère}}
=== Bibliographie ===
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=Sara|nom1=Seager|titre=Exoplanet Atmospheres|sous-titre=Physical Processes|éditeur=[[Princeton University Press]]|année=2010|isbn=}} {{ISBN|978-0-691-11914-4}} (Hardback); {{ISBN|978-0-691-14645-4}} (Paperback).
* {{Ouvrage|langue=en|prénom1=Mark S.|nom1=Marley|prénom2=Andrew S.|nom2=Ackerman|prénom3=Jeffrey N.|nom3=Cuzzi|prénom4=Daniel|nom4=Kitzmann|titre=Comparative Climatology of Terrestrial Planets|lieu=Tucson|éditeur=University of Arizona press|année=2013|pages totales=610|isbn=978-0-8165-3059-5|doi=10.2458/azu_uapress_9780816530595-ch15|présentation en ligne=https://books.google.com/books?id=2MPkAgAAQBAJ&printsec=frontcover|titre chapitre=Clouds and Hazes in Exoplanet Atmospheres}}
=== Articles connexes ===
* [[Atmosphère secondaire]]
* [[Atmosphère stellaire]]
* [[Changement climatique]]
* [[Chevelure de comète]]
* [[Chimie de l'atmosphère]]
* [[Ciel extraterrestre]]
* [[Cycle du carbone]]
* [[Cycle solaire]]
* [[Échappement atmosphérique]]
* [[Évaporomètre]]
* [[Forçage orbital]]
* [[Hydrosphère]]
* [[Ionosphère]]
* [[Ligne de Kármán]]
* [[Surface planétaire]]
=== Liens externes ===
* {{Lien web|titre=Evolution des atmosphères I|url=https://media4.obspm.fr/public/ressources_lu/pages_atmospheres-planetaires/bb-evolution-1.html |site=media4.obspm.fr|consulté le=2022-03-20}}, synthèse sur les atmosphères planétaires (site de l'Observatoire de Paris)
==== Bases de données et dictionnaires ====
{{liens}}
{{Palette|Atmosphère des astres|Système solaire|Comète}}
{{Portail|astronomie|météorologie
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