« Atmosphère planétaire » : différence entre les versions

{{Voir homonymes|Atmosphère}}

[[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.]]

 

 

 

Dans le [[Système solaire]], les [[Planète géante gazeuse|géantes gazeuses]] ([[Jupiter (planète)|Jupiter]] et [[Saturne (planète)|Saturne]]) ont une atmosphère essentiellement constituée d'[[hydrogène]] et d'[[hélium]] (comme la [[Séquence principale|majorité des étoiles]]), jusqu'à une profondeur significative (par rapport au rayon). Plus en profondeur, le mélange H{{ind|2}}-He est dans un état condensé.

 

{| class="wikitable alternance centre" style="width:600px;"

|-

! scope=col | Corps

==== Mercure ====

{{Article détaillé|Atmosphère de Mercure}}

 

==== Vénus ====

{{article détaillé|Atmosphère de Vénus}}

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>--->

 

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.

 

 

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 = {{lien|langue=en|trad=Astronomy (magazine)|fr=Astronomy (magazine)|texte=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>.

{{Article détaillé|Atmosphère terrestre}}

{{...}}

 

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}}.

==== Jupiter ====

{{Article détaillé|Atmosphère de Jupiter}}

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]].

 

 

 

==== 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 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]].

==== Neptune ====

{{Article détaillé|Atmosphère de Neptune}}

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.

 

==== Titan ====

{{Article détaillé|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.

 

[[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.

 

 

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>.

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.

 

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>.

 

 

== Exoplanètes ==

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 sont constituées de Jupiters et de 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}}.

 

 

=== Oxygène abiotique ===

 

 

== La vie ==

* [[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>.

 

 

* [[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]].

{{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).}}

 

** [[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}}