Soutenance mémoire
Description des phénomènes simulés
Jets
Évolution temporelle
Au début de chaque simulation, une douzaine de jets d’ouest apparaissent au bout de quelques milliers de jours joviens puis s’élargissent et fusionnent tout en accélérant . Ceci est attendu lors de l’équilibrage d’une simulation numérique comme Kaspi et Flierl (2007) l’ont expliqué avec des simulations idéalisées. Une fois les fusions terminées, les jets résultant se mettent à migrer vers les pôles en continuant de s’élargir. Dans la simulation modérément dissipée, il y 4 jets progrades stabilisés à des latitudes de −65°, −18°, 19° et 60° nord (°N). A partir de 42 000 jours joviens de simulation dans l’hémisphère nord et de 53 000 jours joviens dans l’hémisphère sud, deux jets progrades se forment au sein d’un jet rétrograde à ±40° de latitude nord avant de migrer respectivement vers le sud et le nord avant de fusionner avec les jets d’ouest situés à ±60°. Ce cycle se répète au moins trois fois avec une “période” de 14 000 jours joviens dans l’hémisphère nord et quatre fois avec une période d’environ 8 000 jours joviens dans l’hémisphère sud. Dans la simulation faiblement dissipée, il y a entre 6 et 8 jets progrades présents simultanément. Seuls deux d’entre eux se stabilisent, à ±15° de latitude nord. Les autres jets apparaissent soit au sein d’un jet rétrograde entre 38° et 52° de latitude nord et sud soit en se détachant des jets progrades situés à ±15° de latitude puis se mettent à migrer vers les pôles. Ils finissent par disparaître une fois parvenus à des latitudes supérieures à ±80°. Enfin, dans les deux cas, la structure horizontale est quasiment symétrique et les jets sont tous situés entre ±70° de latitude.
La symétrie de l’écoulement et l’absence de jets aux hautes latitudes est conforme aux observations mais la migration rapide des jets vers les pôles – 60° de latitude en 15 000 jours joviens pour les plus rapides – n’est pas observée sur Jupiter. Notons également que le nombre de jets et leur migration semble dépendre de la dissipation. Plus cette dernière est faible plus il y a de jets et plus ceux-ci migrent rapidement. Un temps de relaxation de 50 000 s correspond déjà une dissipation très faible et comme l’effet positif de sa diminution sur le nombre de jets est contrebalancé par son effet négatif sur la migration, nous n’avons pas essayé d’obtenir plus de jets en la réduisant encore plus. De plus, il se trouve que les jets sont plus rapides dans la simulation modérément dissipée et ce faisant plus proches des valeurs observées aux basses latitudes. Cela peut sembler paradoxal car nous attendons de la dissipation – implémentée sous la forme d’un laplacien itéré – qu’elle épaississe les jets et réduise leur vitesse. Cependant, sachant que la dissipation agit principalement aux plus petites échelles du modèle, rien ne dit que son action directe aux grandes échelles n’est pas contrebalancée par les conséquences de son action aux petites échelles.
Structure horizontale
Les atmosphères simulées étant toutes structurées en jets alternés, caractériser la structure horizontale des vents troposphériques revient essentiellement à donner la vitesse . Dans la simulation modérément dissipée, les jets progrades ont des vitesses comprises entre 40 et 100 m s−1 et une largeur d’une dizaine de degrés. Le jet équatorial est rétrograde, s’étend de −11°N à 11°N de latitude et sa vitesse est de −80 m s−1 . Les autres jets rétrogrades sont deux fois plus larges que les jets progrades et leurs vitesses sont moindres en valeur absolue car comprises entre −30 et −50 m s−1 . Dans la simulation faiblement dissipée, les jets progrades sont un peu moins larges (8° environ) et leurs vitesses sont comprises entre 30 et 50 m s−1 . Le jet équatorial est rétrograde, s’étend de −6°N à 12°N de latitude et sa vitesse est de −35 m s−1 . Les autres jets rétrogrades ont des vitesses comprises entre −15 et −25 m s−1 et sont également un peu plus large que les jets progrades.
Une différence notable avec les observations est que le jet équatorial simulé circule dans le sens contraire de ce qui est observé. Cependant, la conservation du moment cinétique et le gradient de température tendent à produire spontanément des vents d’est à l’équateur. Cela signifie sans doute qu’un processus physique est manquant ou mal simulé dans le modèle. Une autre différence avec les observations réside dans le nombre de jets. En effet, quelle que soit la simulation, le nombre de jets simulés est deux à trois fois inférieur au nombre de jets observés (27 dans Porco et al. (2003) et Kaspi et al. (2018)). Cet écart important est partagé par de nombreux modèles de Jupiter comme ceux de Liu et Schneider (2015) et Lian et Showman (2010) qui obtiennent environ treize et cinq jets respectivement. Les simulations du modèle OPUS de Young et al. (2019b) ont plus de succès car elles reproduisent jusqu’à 34 jets. Dans nos simulations, les jets occupent cependant la même gamme de latitudes que les jets observés. Ils sont donc deux à trois fois plus larges que les jets observés, à l’exception du jet équatorial qui possède la même extension que le vrai jet. Dans l’ensemble, les jets de la simulation modérément dissipée ont des vitesses du même ordre de grandeur que les vitesses mesurées par cloud tracking même si les jets simulés des moyennes latitudes sont plutôt plus rapides et ceux des basses latitudes plutôt plus lents que les jets observés. En revanche, les jets de la simulation faiblement dissipée ont des vitesses plus faibles que celles des jets observés aux basses latitudes mais équivalentes à celles des jets observés aux moyennes latitudes. Nous constatons dans les deux simulations que les jets progrades ont des vitesses supérieures (en valeur absolue) à celles des jets rétrogrades comme ce qui est observé.
Structure verticale
La structure verticale est similaire dans les deux simulations (cf. figure 3.3). Les jets s’étendent verticalement de haut en bas du modèle, c’est-à-dire dans la basse stratosphère et la troposphère. Leur vitesse et leur largeur sont constantes dans la troposphère, ce qui est révélateur d’un écoulement barotrope. Ce n’est pas le cas dans la stratosphère : les jets d’ouest voient leur vitesse varier avec l’altitude, et ce différemment selon leur latitude. Les jets situés de part et d’autre du jet équatorial voient leur vitesse croître, décroître puis croître à nouveau. Les jets d’ouest situés à de plus hautes latitudes voient leur vitesse simplement augmenter de plus en plus. Le jet équatorial est rétrograde sur toute son extension verticale même si sa vitesse oscille (et avec une plus grande amplitude dans la simulation modérément dissipée). Il s’élargit avec l’altitude entre la tropopause et le sommet du modèle et “pousse” les deux jets progrades qui l’encadrent. Le cisaillement vertical du vent zonal simulé là où Leovy et al. (1991) ont découvert l’oscillation quasi-quadriennale fait penser à une oscillation équatoriale mais ne présente aucune évolution temporelle autre que celles de l’équilibrage. Il semblerait que la faible résolution verticale et la proximité du toit du modèle empêchent celle-ci d’aboutir (Bardet et al., 2021).
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Table des matières
1 Introduction
1.1 Généralités
1.1.1 Orbite
1.1.2 La planète Jupiter
1.1.3 Composition chimique
1.1.4 Structure interne
1.2 Atmosphère de Jupiter
1.2.1 Structure verticale
1.2.2 Bandes : zones et ceintures
1.2.3 Aérosols, brumes et nuages
1.2.4 Courants-jets
1.2.5 Cyclones et anticyclones
1.2.6 Orages convectifs
1.2.7 Turbulence de moyenne échelle
1.3 Contexte en modélisation
1.3.1 Modèles profonds
1.3.2 Modèles météorologiques
1.3.3 Défis
1.4 Approche de la thèse
1.4.1 Problématique
1.4.2 Plan
2 Vers un modèle global de climat pour Jupiter
2.1 Principes généraux
2.1.1 Modèles de circulation générale et modèles globaux de climat
2.1.2 Structure d’un GCM
2.2 Le modèle DYNAMICO-giant
2.2.1 Historique
2.2.2 Cœur dynamique
2.2.3 Paramétrisations physiques
2.3 Configuration du GCM
2.3.1 Discrétisation spatiale et temporelle
2.3.2 Conditions aux limites
3 Simulations GCM de l’atmosphère de Jupiter avec transfert radiatif complet
3.1 Description des phénomènes simulés
3.1.1 Jets
3.1.2 Eddies
3.1.3 Structure thermique
3.2 Analyse dynamique
3.2.1 Conditions d’instabilité
3.2.2 Énergie et spectres
3.2.3 Choix d’une simulation de référence
4 Le modèle du thermique adapté à Jupiter
4.1 Le choix d’une nouvelle paramétrisation de la convection sur Jupiter
4.1.1 Quelques définitions
4.1.2 Modèle du thermique
4.2 Grandeurs utiles pour la convection sèche et humide
4.2.1 Température potentielle
4.2.2 Rapport de mélange
4.2.3 Température virtuelle
4.2.4 Température potentielle virtuelle
4.2.5 Flottabilité du panache
4.3 Formulation du modèle du thermique
4.3.1 Flux de masse et transport
4.3.2 Calcul de la vitesse de l’ascendance
4.3.3 Relation de fermeture
4.3.4 Tests de contrôle
4.3.5 Mélange
4.4 Exploration de simulations unidimensionnelles
4.4.1 Convection sèche
4.4.2 Convection humide
4.4.3 Conclusions de l’étude de sensibilité
5 Conclusion
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