Atmosphères

@article{wormell1948atmospherics,
    author = "Wormell, T.W. et Pierce, E.T.",
    title = "Atmospherics",
    year = "1948",
    journal = "Journal of the Institution of Electrical Engineers - Partie III : Radio et ingénierie des communications",
    url = "https://doi.org/10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    doi = "10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    number = "37",
    pages = "331-332",
    volume = "95"
}

@book{brown1949rare4,
    author = "Brown, H",
    title = "Les gaz rares et la formation de l'atmosphère terrestre, dans Kuiper, G. P., éd., Les atmosphères de la Terre et des planètes",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Brown, H., 1949, Les gaz rares et la formation de l'atmosphère terrestre, dans Kuiper, G. P., éd., Les atmosphères de la Terre et des planètes : Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{kuiper1949the8,
    author = "Kuiper, G. P",
    title = "The Atmospheres of the Earth and Planets",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kuiper, G. P., 1949, The Atmospheres of the Earth and Planets: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{byers1954the5,
    author = "Byers, H. G",
    title = "L'atmosphère jusqu'à 30 kilomètres, dans Kuiper, G. P., éd., La Terre comme planète",
    year = "1954",
    publisher = "Chicago, University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Byers, H. G., 1954, L'atmosphère jusqu'à 30 kilomètres, dans Kuiper, G. P., éd., La Terre comme planète : Chicago, University of Chicago Press.}"
}

@book{berkner1964in2,
    author = "Berkner, L. V. et Marshall, L. C",
    title = "dans Brancazio, P. J., et Cameron, A. G. W., éd., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans",
    year = "1964",
    publisher = "New York, John Wiley and Sons, p. 102-126",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Berkner, L. V., et Marshall, L. C., 1964,, dans Brancazio, P. J., et Cameron, A. G. W., éd., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans : New York, John Wiley and Sons, p. 102-126.}"
}

@inproceedings{brekner1965history3,
    author = "Brekner, L. V. et Marshall, L. C",
    title = "History of the Major Atmospheric Components, in Symposium on the Evolution of the Earth's Atmosphere",
    year = "1965",
    booktitle = "v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Brekner, L. V., et Marshall, L. C., 1965, History of the Major Atmospheric Components, in Symposium on the Evolution of the Earth's Atmosphere: v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences.}"
}

@misc{connes1967traces7,
    author = "Connes, P. et Connes, J. et Benedict, W. S. et Kaplan, L. D",
    title = "Traces of HCl and HF in the Atmosphere of Venus",
    year = "1967",
    howpublished = "Ap. J., v. 147, p. 1230",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Connes, P., Connes, J., Benedict, W. S., et Kaplan, L. D., 1967, Traces of HCl and HF in the Atmosphere of Venus: Ap. J., v. 147, p. 1230.}"
}

@book{openalexw1667069063,
    author = "Safronov, Viktor Sergeevich",
    title = "Évolution du nuage protoplanétaire et formation de la Terre et des planètes",
    year = "1972",
    journal = "Médecine entomologique et Zoologie",
    openalex = "W1667069063"
}

@misc{ruderman1974possible10,
    author = "Ruderman, M. A",
    title = "Conséquences possibles des explosions de supernovae proches pour l'ozone atmosphérique et la vie terrestre",
    year = "1974",
    howpublished = "Science, v. 184, p. 1079-1081",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ruderman, M. A., 1974, Conséquences possibles des explosions de supernovae proches pour l'ozone atmosphérique et la vie terrestre: Science, v. 184, p. 1079-1081.}"
}

@misc{ninkovich1976explosive9,
    author = "Ninkovich, D. et Donn, W. L",
    title = "Volcanisme explosif du Cénozoïque et implications climatiques",
    year = "1976",
    howpublished = "Science, v. 194, p. 899-906",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Ninkovich, D., et Donn, W. L., 1976, Volcanisme explosif du Cénozoïque et implications climatiques : Science, v. 194, p. 899-906.}"
}

@misc{walker1977evolution11,
    author = "Walker, J. C. G",
    title = "Évolution de l'atmosphère",
    year = "1977",
    howpublished = "New York, Macmillan",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Walker, J. C. G., 1977, Évolution de l'atmosphère: New York, Macmillan.}"
}

@article{doi1010160019103581901019,
    author = "Watson, Andrew et Donahue, T. M. et Walker, James C. G.",
    title = "The dynamics of a rapidly escaping atmosphere: Applications to the evolution of Earth and Venus",
    year = "1981",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    openalex = "W2106231443"
}

Les inférences combinées issues de la sismologie, des expériences et théories à haute pression, du géomagnétisme, de la dynamique des fluides et des vues actuelles sur l'évolution planétaire terrestre conduisent à des modèles du noyau de la Terre présentant les propriétés suivantes. La formation du noyau était contemporaine de l'accrétion de la Terre ; le noyau n'est pas en équilibre chimique avec le manteau ; le noyau externe est un alliage de fer liquide contenant des quantités significatives d'éléments plus légers et est probablement presque adiabatique et uniformément composé ; le noyau interne solide, plus riche en fer, est une conséquence du gel partiel du noyau externe, et la libération d'énergie de ce processus maintient le champ magnétique terrestre ; et les propriétés thermodynamiques du noyau sont bien contraintes par l'application de la théorie de l'état liquide aux données sismiques et de laboratoire.

@article{doi101126science2144521611,
    author = "Stevenson, D. J.",
    title = "Modèles du noyau de la Terre",
    year = "1981",
    journal = "Science",
    abstract = "Les inférences combinées issues de la sismologie, des expériences et théories à haute pression, du géomagnétisme, de la dynamique des fluides et des vues actuelles sur l'évolution planétaire terrestre conduisent à des modèles du noyau de la Terre présentant les propriétés suivantes. La formation du noyau était contemporaine de l'accrétion de la Terre ; le noyau n'est pas en équilibre chimique avec le manteau ; le noyau externe est un alliage de fer liquide contenant des quantités significatives d'éléments plus légers et est probablement presque adiabatique et uniformément composé ; le noyau interne solide, plus riche en fer, est une conséquence du gel partiel du noyau externe, et la libération d'énergie de ce processus maintient le champ magnétique terrestre ; et les propriétés thermodynamiques du noyau sont bien contraintes par l'application de la théorie de l'état liquide aux données sismiques et de laboratoire.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.214.4521.611",
    doi = "10.1126/science.214.4521.611",
    openalex = "W2074267811"
}

@misc{austin1982did1,
    author = "Austin, S. A",
    title = "L'atmosphère de la Terre était-elle réductrice ?",
    year = "1982",
    howpublished = "ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Austin, S. A., 1982, L'atmosphère de la Terre était-elle réductrice ? : ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv.}"
}

@article{clemmey1982oxygen6,
    author = "Clemmey, H. et Badham, N",
    title = "L'oxygène dans l'atmosphère précambrienne",
    year = "1982",
    journal = "une évaluation des preuves géologiques : The Geographical Review, v. 10, p. 141-146",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Clemmey, H., et Badham, N., 1982, L'oxygène dans l'atmosphère précambrienne : une évaluation des preuves géologiques : The Geographical Review, v. 10, p. 141-146.}"
}

@article{doi1010160019103582900793,
    author = "Pollack, James B. et Black, David C.",
    title = "Gazes nobles dans les atmosphères planétaires : Implications pour l'origine et l'évolution des atmosphères",
    year = "1982",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    doi = "10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    openalex = "W2044634350"
}

Dans cette première tentative à grande échelle de reconstituer l'évolution chimique de l'atmosphère et des océans de la Terre, Heinrich Holland rassemble des données issues d'un large éventail de domaines pour retracer l'histoire du système océan-atmosphère. Pionnier dans un domaine de recherche de plus en plus important, il présente un traitement complet des connaissances sur ce sujet, fournit une bibliographie étendue et esquisse les problèmes et approches pour des recherches ultérieures. Les quatre premiers chapitres traitent des turbulents premiers demi-milliards d'années de l'histoire de la Terre. Les quatre chapitres suivants, consacrés en grande partie à la Terre de 3,9 à 0,6 milliards d'années avant le présent, démontrent que les changements dans l'atmosphère et les océans durant cette période n'ont pas été dramatiques. Le dernier chapitre du livre traite de l'Éon Phanérozoïque ; bien que la composition isotopique du soufre et du strontium dans l'eau de mer ait varié considérablement durant cette période de l'histoire de la Terre, la composition chimique de l'eau de mer ne l'a pas été.

@book{doi1015159780691220239,
    author = "Holland, Heinrich",
    title = "The Chemical Evolution of the Atmosphere and Oceans",
    year = "1984",
    booktitle = "Princeton University Press eBooks",
    abstract = "In this first full-scale attempt to reconstruct the chemical evolution of the Earth's atmosphere and oceans, Heinrich Holland assembles data from a wide spectrum of fields to trace the history of the ocean-atmosphere system. A pioneer in an increasingly important area of scholarship, he presents a comprehensive treatment of knowledge on this subject, provides an extensive bibliography, and outlines problems and approaches for further research. The first four chapters deal with the turbulent first half billion years of Earth history. The next four chapters, devoted largely to the Earth from 3.9 to 0.6 b.y.b.p., demonstrate that changes in the atmosphere and oceans during this period were not dramatic. The last chapter of the book deals with the Phanerozoic Eon; although the isotopic composition of sulfur and strontium in seawater varied greatly during this period of Earth history, the chemical composition of seawater did not.",
    url = "https://doi.org/10.1515/9780691220239",
    doi = "10.1515/9780691220239",
    openalex = "W1638884317"
}

@article{doi1010160019103588900310,
    author = "Zahnle, Kevin et Kasting, James F. et Pollack, James B.",
    title = "Évolution d'une atmosphère de vapeur lors de l'accrétion de la Terre",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    openalex = "W1998781690",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00151270, doi1010160019103581901019, doi1010160019103583900325, doi1010160019103583902415, doi1010160019103585901460, doi1010160019103587901047, doi1010160019103588901169, doi101126science2144521611, openalexw1667069063, openalexw2341059552"
}

@article{doi1010160019103588901169,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    openalex = "W1968152463",
    references = "doi1010160019103578900210, doi1010160019103588900310"
}

@article{crossref1989atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1989",
    journal = "Europhysics News",
    url = "https://doi.org/10.1051/epn/19892010154b",
    doi = "10.1051/epn/19892010154b",
    number = "10",
    pages = "154-154",
    volume = "20"
}

@article{doi101016001910359190036s,
    author = "Pepin, Robert O.",
    title = "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles",
    year = "1991",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    doi = "10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    openalex = "W2044377375",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010160032063363901132, doi101029jb087ib07p05611, doi101038338487a0, doi101126science2214611651"
}

La compétition entre l'érosion par impact et l'apport de volatils par impact aux atmosphères planétaires peut déterminer si une planète ou un satellite accumule une atmosphère. En l'absence d'autres processus (par exemple, dégazage), nous trouvons soit qu'une atmosphère planétaire devrait être épaisse, soit qu'il n'y ait aucune atmosphère du tout. La frontière entre ces deux cas extrêmes est fixée par les distributions de masse et de vitesse et la teneur intrinsèque en volatils des impacteurs. Nous appliquons notre modèle spécifiquement à Titan, Callisto et Ganymède. La population d'impacteurs est identifiée aux comètes, soit sous la forme de planétésimaux errants d'Uranus-Neptune, soit sous la forme de comètes de la ceinture de Kuiper délogées. Des vitesses d'impact systématiquement plus faibles sur Titan lui permettent de conserver une atmosphère épaisse, tandis que Callisto et Ganymède n'en obtiennent aucune. L'atmosphère de Titan peut donc être l'expression d'une croûte riche en volatils s'accrétant tardivement. Une origine par impact pour l'atmosphère de Titan explique naturellement le rapport D/H élevé qu'elle partage avec la Terre, les météorites carbonées et Halley. Elle explique également la similitude générale de l'atmosphère de Titan avec celles de Triton et de Pluton, ce qui est autrement surprenant au vu des histoires et compositions globales radicalement différentes de ces objets.

@article{doi101016001910359290187c,
    author = "Zahnle, K et Pollack, J B et Grinspoon, D et Dones, L",
    title = "Atmosphères générées par impact sur Titan, Ganymède et Callisto.",
    year = "1992",
    journal = "Icarus",
    abstract = "La compétition entre l'érosion par impact et l'apport de volatils par impact aux atmosphères planétaires peut déterminer si une planète ou un satellite accumule une atmosphère. En l'absence d'autres processus (par exemple, dégazage), nous trouvons soit qu'une atmosphère planétaire devrait être épaisse, soit qu'il n'y ait aucune atmosphère du tout. La frontière entre ces deux cas extrêmes est fixée par les distributions de masse et de vitesse et la teneur intrinsèque en volatils des impacteurs. Nous appliquons notre modèle spécifiquement à Titan, Callisto et Ganymède. La population d'impacteurs est identifiée aux comètes, soit sous la forme de planétésimaux errants d'Uranus-Neptune, soit sous la forme de comètes de la ceinture de Kuiper délogées. Des vitesses d'impact systématiquement plus faibles sur Titan lui permettent de conserver une atmosphère épaisse, tandis que Callisto et Ganymède n'en obtiennent aucune. L'atmosphère de Titan peut donc être l'expression d'une croûte riche en volatils s'accrétant tardivement. Une origine par impact pour l'atmosphère de Titan explique naturellement le rapport D/H élevé qu'elle partage avec la Terre, les météorites carbonées et Halley. Elle explique également la similitude générale de l'atmosphère de Titan avec celles de Triton et de Pluton, ce qui est autrement surprenant au vu des histoires et compositions globales radicalement différentes de ces objets.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11538396/",
    doi = "10.1016/0019-1035(92)90187-c",
    openalex = "W2080496895",
    pmid = "11538396",
    references = "doi101016001670378990286x, doi1010160019103583900325, doi1010160019103588900310, doi1010160022286070900190, doi1010160734743x87900698, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101126science11538074, doi101130spe190, doi102307jctv1v3gr3r6"
}

Les idées concernant la composition atmosphérique et le climat de la Terre primitive ont considérablement évolué au cours des 30 dernières années, mais de nombreuses incertitudes subsistent. Il est généralement admis que l'atmosphère contenait initialement peu ou pas d'oxygène libre et que les concentrations en oxygène ont augmenté de manière marquée il y a environ 2,0 milliards d'années, mais le timing précis et les raisons de cette augmentation restent inexpliqués. De même, il est généralement reconnu que l'effet de serre atmosphérique a dû être plus élevé par le passé pour compenser la luminosité solaire réduite, mais les niveaux de dioxyde de carbone atmosphérique et d'autres gaz à effet de serre requis restent spéculatifs. Une meilleure compréhension de l'évolution atmosphérique passée est importante pour comprendre l'évolution de la vie et pour prédire si des planètes semblables à la Terre pourraient exister ailleurs dans la galaxie.

@article{doi101126science11536547,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "Earth's Early Atmosphere",
    year = "1993",
    journal = "Science",
    abstract = "Les idées concernant la composition atmosphérique et le climat de la Terre primitive ont considérablement évolué au cours des 30 dernières années, mais de nombreuses incertitudes subsistent. Il est généralement admis que l'atmosphère contenait initialement peu ou pas d'oxygène libre et que les concentrations en oxygène ont augmenté de manière marquée il y a environ 2,0 milliards d'années, mais le timing précis et les raisons de cette augmentation restent inexpliqués. De même, il est généralement reconnu que l'effet de serre atmosphérique a dû être plus élevé par le passé pour compenser la luminosité solaire réduite, mais les niveaux de dioxyde de carbone atmosphérique et d'autres gaz à effet de serre requis restent spéculatifs. Une meilleure compréhension de l'évolution atmosphérique passée est importante pour comprendre l'évolution de la vie et pour prédire si des planètes semblables à la Terre pourraient exister ailleurs dans la galaxie.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.11536547",
    doi = "10.1126/science.11536547",
    openalex = "W2001363398",
    references = "doi101006icar19931010, doi101007bf00151270, doi101016001670379290064p, doi1010160019103588900310, doi101029gm032, doi101029jc086ic10p09776, doi101038321832a0, doi101038331612a0, doi101038342139a0, doi101038343129a0, doi101111j150239311988tb02083x, doi101126science11536492, doi101126science11538074, doi101126science1173046528, doi101126science1303370245, doi101126science1585174, doi101126science1631544, doi101126science177404352, doi101130001676061951621111ghosw20co2, doi1015159780691220239, doi102475ajs2837641, miller1953a, openalexw2026796374"
}

@incollection{crossref1999atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1999",
    booktitle = "Shakespeare : Les Comédies",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350391055.ch-001",
    doi = "10.5040/9781350391055.ch-001"
}

Nous présentons notre grille d'atmosphère modèle NextGen pour les étoiles de faible masse, pour des températures efficaces supérieures à 3000 K. Ces modèles LTE sont calculés avec les mêmes hypothèses de modèle de base et la même physique d'entrée que la partie VLMS de la grille NextGen, afin que la grille complète puisse être utilisée, par exemple, pour des calculs d'évolution stellaire cohérents et pour une analyse cohérente des spectres d'étoiles froides. Cette grille constitue également le point de départ pour une grande grille d'atmosphères modèles NLTE détaillées pour les naines et les géantes. Les modèles ont été calculés de 3000 à 10 000 K (par pas de 200 K) pour 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (par pas de 0,5) et des métallicités de -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0.

@article{doi101086306745,
    author = "Hauschildt, P. H. et Allard, F. et Baron, E.",
    title = "La grille d'atmosphère modèle NextGen pour \documentclass{aastex} \usepackage{amsbsy} \usepackage{amsfonts} \usepackage{amssymb} \usepackage{bm} \usepackage{mathrsfs} \usepackage{pifont} \usepackage{stmaryrd} \usepackage{textcomp} \usepackage{portland,xspace} \usepackage{amsmath,amsxtra} \usepackage[OT2,OT1]{fontenc} \newcommand\cyr{\renewcommand\rmdefault{wncyr} \renewcommand\sfdefault{wncyss} \renewcommand\encodingdefault{OT2} \normalfont \selectfont} \DeclareTextFontCommand{\textcyr}{\cyr} \pagestyle{empty} \DeclareMathSizes{10}{9}{7}{6} \begin{document} \landscape $3000\leq T\_{\mathrm{eff}\,}\leq \mathrm{10,000}\,$ \end{document} K",
    year = "1999",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Nous présentons notre grille d'atmosphère modèle NextGen pour les étoiles de faible masse, pour des températures efficaces supérieures à 3000 K. Ces modèles LTE sont calculés avec les mêmes hypothèses de modèle de base et la même physique d'entrée que la partie VLMS de la grille NextGen, afin que la grille complète puisse être utilisée, par exemple, pour des calculs d'évolution stellaire cohérents et pour une analyse cohérente des spectres d'étoiles froides. Cette grille constitue également le point de départ pour une grande grille d'atmosphères modèles NLTE détaillées pour les naines et les géantes. Les modèles ont été calculés de 3000 à 10 000 K (par pas de 200 K) pour 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (par pas de 0,5) et des métallicités de -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306745",
    doi = "10.1086/306745",
    openalex = "W4292406868"
}

Résumé— Dans le système solaire primitif, les sources les plus plausibles de l'eau accrétée par la Terre se trouvaient dans la ceinture d'astéroïdes externe, dans les régions des planètes géantes et dans la ceinture de Kuiper. Nous examinons les implications sur l'origine de l'eau de la Terre des modèles dynamiques de l'évolution primitive des corps du système solaire et les vérifions par rapport aux contraintes chimiques. Nous trouvons qu'il est plausible que la Terre a accreté de l'eau tout au long de sa formation, depuis les phases précoces lorsque le nébuleux solaire était encore présent jusqu'aux dernières étapes du balayage sans gaz des planétésimaux dispersés. Les astéroïdes et les comètes de la région Jupiter-Saturne ont été les premiers apporteurs d'eau, lorsque la Terre pesait moins de la moitié de sa masse actuelle. La majeure partie de l'eau actuellement présente sur la Terre a été transportée par quelques embryons planétaires, initialement formés dans la ceinture d'astéroïdes externe et accretés par la Terre à la dernière étape de sa formation. Enfin, un manteau tardif, représentant au plus 10 % de la masse d'eau actuelle, s'est produit en raison de comètes de la région Uranus-Neptune et de la ceinture de Kuiper. Le résultat net de l'accrétion depuis ces plusieurs réservoirs est que l'eau sur la Terre avait essentiellement le rapport D/H typique de l'eau condensée dans la ceinture d'astéroïdes externe. Cela est en accord avec l'observation que le rapport D/H dans les océans est très proche de la valeur moyenne du rapport D/H des inclusions d'eau dans les chondrites carbonées.

@article{doi101111j194551002000tb01518x,
    author = "Morbidelli, Alessandro et Chambers, John et Lunine, J. I. et Petit, Jean-Marc et Robert, F. et Valsecchi, G. B. et Cyr, K. E.",
    title = "Sources régionales et échelles de temps pour l'apport d'eau à la Terre",
    year = "2000",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Résumé— Dans le système solaire primitif, les sources les plus plausibles de l'eau accrétée par la Terre se trouvaient dans la ceinture d'astéroïdes externe, dans les régions des planètes géantes et dans la ceinture de Kuiper. Nous examinons les implications sur l'origine de l'eau de la Terre des modèles dynamiques de l'évolution primitive des corps du système solaire et les vérifions par rapport aux contraintes chimiques. Nous trouvons qu'il est plausible que la Terre a accreté de l'eau tout au long de sa formation, depuis les phases précoces lorsque le nébuleux solaire était encore présent jusqu'aux dernières étapes du balayage sans gaz des planétésimaux dispersés. Les astéroïdes et les comètes de la région Jupiter-Saturne ont été les premiers apporteurs d'eau, lorsque la Terre pesait moins de la moitié de sa masse actuelle. La majeure partie de l'eau actuellement présente sur la Terre a été transportée par quelques embryons planétaires, initialement formés dans la ceinture d'astéroïdes externe et accretés par la Terre à la dernière étape de sa formation. Enfin, un manteau tardif, représentant au plus 10 % de la masse d'eau actuelle, s'est produit en raison de comètes de la région Uranus-Neptune et de la ceinture de Kuiper. Le résultat net de l'accrétion depuis ces plusieurs réservoirs est que l'eau sur la Terre avait essentiellement le rapport D/H typique de l'eau condensée dans la ceinture d'astéroïdes externe. Cela est en accord avec l'observation que le rapport D/H dans les océans est très proche de la valeur moyenne du rapport D/H des inclusions d'eau dans les chondrites carbonées.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    openalex = "W2014359877",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}

▪ Résumé Notre compréhension de l'évolution des molécules organiques et de leur voyage des nuages moléculaires au système solaire primitif et à la Terre a considérablement changé. En intégrant les résultats observationnels récents depuis le sol et l'espace, ainsi que les expériences de simulation en laboratoire et les nouvelles méthodes de modélisation théorique, cette revue retrace l'inventaire et la distribution des molécules organiques dans différents environnements. L'évolution, la survie, le transport et la transformation des composés organiques sont suivis, depuis les nuages moléculaires et le milieu interstellaire diffus jusqu'à leur incorporation dans la matière du système solaire telle que les comètes et les météorites. Nous contraignons les voies de formation en phase gazeuse et sur les surfaces de grains de molécules organiques dans les nuages interstellaires denses, en utilisant les observations récentes avec l'Observatoire spatial infrarouge (ISO) et les radiotélescopes terrestres. La principale preuve spectroscopique des composés carbonés dans le milieu interstellaire diffus est discutée (bosse UV à 2200 Å, bandes interstellaires diffuses, émission rouge étendue, et bandes d'absorption et d'émission infrarouges). Nous examinons de manière critique les signatures et les problèmes non résolus liés aux principaux composants organiques supposés présents dans le gaz diffus, tels que les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP), les fullerènes, les diamants et les solides carbonés. Nous discutons également brièvement de la formation circumstellaire d'organiques autour des étoiles de type tardif. Dans le système solaire, les missions spatiales vers la comète Halley et les observations des comètes brillantes Hyakutake et Hale-Bopp ont récemment permis une réexamination de la chimie organique de la poussière et des volatils dans les comètes à longue période. Nous passons en revue les avancées dans ce domaine et discutons également des progrès réalisés pour élucider l'inventaire organique complexe des météorites carbonées. La connaissance de la chimie organique dans les nuages moléculaires, les comètes et les météorites et leur lien commun fournit des contraintes pour les processus qui mènent à l'origine, l'évolution et la distribution de la vie dans la Galaxie.

@article{doi101146annurevastro381427,
    author = "Ehrenfreund, P. et Charnley, Steven B.",
    title = "Molécules organiques dans le milieu interstellaire, les comètes et les météorites : Un voyage des nuages sombres à la Terre primitive",
    year = "2000",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "▪ Résumé Notre compréhension de l'évolution des molécules organiques et de leur voyage des nuages moléculaires au système solaire primitif et à la Terre a considérablement changé. En intégrant les résultats observationnels récents depuis le sol et l'espace, ainsi que les expériences de simulation en laboratoire et les nouvelles méthodes de modélisation théorique, cette revue retrace l'inventaire et la distribution des molécules organiques dans différents environnements. L'évolution, la survie, le transport et la transformation des composés organiques sont suivis, depuis les nuages moléculaires et le milieu interstellaire diffus jusqu'à leur incorporation dans la matière du système solaire telle que les comètes et les météorites. Nous contraignons les voies de formation en phase gazeuse et sur les surfaces de grains de molécules organiques dans les nuages interstellaires denses, en utilisant les observations récentes avec l'Observatoire spatial infrarouge (ISO) et les radiotélescopes terrestres. La principale preuve spectroscopique des composés carbonés dans le milieu interstellaire diffus est discutée (bosse UV à 2200 Å, bandes interstellaires diffuses, émission rouge étendue, et bandes d'absorption et d'émission infrarouges). Nous examinons de manière critique les signatures et les problèmes non résolus liés aux principaux composants organiques supposés présents dans le gaz diffus, tels que les hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP), les fullerènes, les diamants et les solides carbonés. Nous discutons également brièvement de la formation circumstellaire d'organiques autour des étoiles de type tardif. Dans le système solaire, les missions spatiales vers la comète Halley et les observations des comètes brillantes Hyakutake et Hale-Bopp ont récemment permis une réexamination de la chimie organique de la poussière et des volatils dans les comètes à longue période. Nous passons en revue les avancées dans ce domaine et discutons également des progrès réalisés pour élucider l'inventaire organique complexe des météorites carbonées. La connaissance de la chimie organique dans les nuages moléculaires, les comètes et les météorites et leur lien commun fournit des contraintes pour les processus qui mènent à l'origine, l'évolution et la distribution de la vie dans la Galaxie.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    doi = "10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    openalex = "W2148340339",
    references = "doi101006icar19996299, doi101038318162a0, doi101038347354a0, doi101038355125a0, doi101038359707a0, doi101086155591, doi101126science11538074, doi101126science2735277924, doi101146annurevaa09090171000245, doi101146annurevaa28090190000345, doi105860choice312093"
}

Des expériences de laboratoire sur le piégeage des gaz par la glace se formant à basse température impliquent les comètes comme principaux vecteurs des gaz nobles lourds vers les planètes intérieures. Ces planétésimaux glacés auraient également pu apporter les composés azotés qui ont finalement produit le N2 atmosphérique. Cependant, si l'échantillon de trois comètes analysées jusqu'à présent est représentatif, les océans de la Terre n'auraient pas pu être produits uniquement par les comètes ; ils nécessitent une source supplémentaire d'eau à faible rapport D/H. Le néon fortement fractionné dans l'atmosphère terrestre pourrait également indiquer l'importance des vecteurs non glacés des volatils. Le vecteur supplémentaire le plus important est probablement la matière rocheuse constituant la majeure partie de la masse de ces planètes. Vénus pourrait nécessiter une contribution de planétésimaux glacés formés à la basse température caractéristique du ceinture de Kuiper.

@article{doi101023a1011809412925,
    author = "Owen, T C and Bar-Nun, A",
    title = "Contributions of icy planetesimals to the Earth's early atmosphere.",
    year = "2001",
    journal = "Origins of life and evolution of the biosphere: the journal of the International Society for the Study of the Origin of Life",
    abstract = "Laboratory experiments on the trapping of gases by ice forming at low temperatures implicate comets as major carriers of the heavy noble gases to the inner planets. These icy planetesimals may also have brought the nitrogen compounds that ultimately produced atmospheric N2. However, if the sample of three comets analyzed so far is typical, the Earth's oceans cannot have been produced by comets alone, they require an additional source of water with low D/H. The highly fractionated neon in the Earth's atmosphere may also indicate the importance of non-icy carriers of volatiles. The most important additional carrier is probably the rocky material comprising the bulk of the mass of these planets. Venus may require a contribution from icy planetesimals formed at the low temperatures characteristic of the Kuiper Belt.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11599179/",
    doi = "10.1023/a:1011809412925",
    openalex = "W2257792074",
    pmid = "11599179",
    references = "doi101006icar19951190, doi1010160012821x76901187, doi101016001670378990286x, doi101016001910359190036s, doi101029js082i028p04341, doi101029js082i028p04635, doi101038190389a0, doi101111j194551001994tb01092x, doi101126science27553081904, doi101146annurevaa32090194001203"
}

Même si les preuves biomarqueurs, éléments traces et isotopiques ont été utilisées pour affirmer que la photosynthèse oxygénique s'est développée il y a 2,8 giga-année avant le présent (Ga) et peut-être aussi tôt que 3,7 Ga, un examen sceptique soulève d'importantes doutes quant à la présence de producteurs d'oxygène à ces époques. Des caractéristiques géologiques suggérant la présence d'oxygène, telles que les lits rouges, les paléosols latéritiques et le retour des dépôts de sulfates sédimentaires après une pause d'environ 900 millions d'années, apparaissent peu avant la « Terre boule de neige » de Makganyene d'il y a environ 2,3-2,2 Ga (glaciation mondiale). Le dépôt massif de manganèse, qui possède un potentiel redox élevé, nécessite pratiquement la présence d'oxygène environnemental après la boule de neige. De nouvelles contraintes d'âge provenant du Supergroupe du Transvaal en Afrique du Sud suggèrent que les trois glaciations du Supergroupe du Huron au Canada précèdent l'événement de la boule de neige. Un modèle simple de croissance cyanobactérien incorporant la gamme des flux de C, Fe et P attendus lors d'une glaciation partielle dans un monde anoxique avec des océans riches en fer indique que la photosynthèse oxygénique aurait pu détruire un effet de serre au méthane et déclencher un événement de boule de neige sur des échelles de temps aussi courtes que 1 million d'années. Puisque les preuves géologiques nécessitant de l'oxygène n'apparaissent pas lors de la glaciation de Pongola il y a 2,9 Ga ou lors des glaciations du Huron, nous avançons que les cyanobactéries oxygéniques se sont développées et ont rayonné peu avant la boule de neige de Makganyene.

@article{doi101073pnas0504878102,
    author = "Kopp, Robert E. and Kirschvink, Joseph L. and Hilburn, Isaac A. and Nash, Cody Z.",
    title = "The Paleoproterozoic snowball Earth: A climate disaster triggered by the evolution of oxygenic photosynthesis",
    year = "2005",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = {Although biomarker, trace element, and isotopic evidence have been used to claim that oxygenic photosynthesis evolved by 2.8 giga-annum before present (Ga) and perhaps as early as 3.7 Ga, a skeptical examination raises considerable doubt about the presence of oxygen producers at these times. Geological features suggestive of oxygen, such as red beds, lateritic paleosols, and the return of sedimentary sulfate deposits after a approximately 900-million year hiatus, occur shortly before the approximately 2.3-2.2 Ga Makganyene "snowball Earth" (global glaciation). The massive deposition of Mn, which has a high redox potential, practically requires the presence of environmental oxygen after the snowball. New age constraints from the Transvaal Supergroup of South Africa suggest that all three glaciations in the Huronian Supergroup of Canada predate the Snowball event. A simple cyanobacterial growth model incorporating the range of C, Fe, and P fluxes expected during a partial glaciation in an anoxic world with high-Fe oceans indicates that oxygenic photosynthesis could have destroyed a methane greenhouse and triggered a snowball event on time-scales as short as 1 million years. As the geological evidence requiring oxygen does not appear during the Pongola glaciation at 2.9 Ga or during the Huronian glaciations, we argue that oxygenic cyanobacteria evolved and radiated shortly before the Makganyene snowball.},
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.0504878102",
    doi = "10.1073/pnas.0504878102",
    openalex = "W2145815106",
    references = "doi101146annurevearth241191, doi102113gsecongeo6871135"
}

Nous rapportons les résultats du programme multi-longueurs d'onde Sun in Time (rayons X aux UV) sur des analogues solaires dont les âges couvrent ∼0,1-7 Gyr. Les principaux objectifs scientifiques sont d'étudier le dynamo magnétique solaire et de déterminer les propriétés radiatives et magnétiques du Soleil au cours de son évolution à travers la séquence principale. Le présent article se concentre sur ce dernier objectif, qui a pour but ultime de fournir l'évolution de l'irradiance spectrale des étoiles de type solaire à utiliser dans l'étude et la modélisation des atmosphères planétaires. Les résultats du programme Sun in Time suggèrent que les émissions coronales X-ray-EUV du jeune Soleil de la séquence principale étaient ∼100-1000 fois plus fortes que celles du Soleil actuel. De même, les émissions FUV-UV de la région de transition et de la chromosphère du jeune Soleil devraient être 20-60 et 10-20 fois plus fortes, respectivement, qu'actuellement. Lorsque nous considérons l'émission à haute énergie intégrée de 1 à 1200 Å, la relation résultante indique qu'il y a environ 2,5 Gyr, le flux solaire à haute énergie était environ 2,5 fois la valeur actuelle et il y a environ 3,5 Gyr était environ 6 fois la valeur actuelle (lorsque la vie est supposée être apparue sur Terre). Les fortes émissions de radiation déduites devraient avoir eu des influences majeures sur la structure thermique, la photochimie et la photoionisation des atmosphères planétaires et avoir joué un rôle important dans le développement de la vie primitive dans le système solaire. Quelques exemples de l'application des résultats Sun in Time sur les exoplanètes et sur les planètes du système solaire primitif sont discutés.

@article{doi101086427977,
    author = "Ribas, I. et Guinan, E. F. et Güdel, M. et Audard, M.",
    title = "Évolution de l'activité solaire au fil du temps et effets sur les atmosphères planétaires. I. Irradiances à haute énergie (1–1700 Å)",
    year = "2005",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Nous rapportons les résultats du programme multi-longueurs d'onde Sun in Time (rayons X aux UV) sur des analogues solaires dont les âges couvrent ∼0,1-7 Gyr. Les principaux objectifs scientifiques sont d'étudier le dynamo magnétique solaire et de déterminer les propriétés radiatives et magnétiques du Soleil au cours de son évolution à travers la séquence principale. Le présent article se concentre sur ce dernier objectif, qui a pour but ultime de fournir l'évolution de l'irradiance spectrale des étoiles de type solaire à utiliser dans l'étude et la modélisation des atmosphères planétaires. Les résultats du programme Sun in Time suggèrent que les émissions coronales X-ray-EUV du jeune Soleil de la séquence principale étaient ∼100-1000 fois plus fortes que celles du Soleil actuel. De même, les émissions FUV-UV de la région de transition et de la chromosphère du jeune Soleil devraient être 20-60 et 10-20 fois plus fortes, respectivement, qu'actuellement. Lorsque nous considérons l'émission à haute énergie intégrée de 1 à 1200 Å, la relation résultante indique qu'il y a environ 2,5 Gyr, le flux solaire à haute énergie était environ 2,5 fois la valeur actuelle et il y a environ 3,5 Gyr était environ 6 fois la valeur actuelle (lorsque la vie est supposée être apparue sur Terre). Les fortes émissions de radiation déduites devraient avoir eu des influences majeures sur la structure thermique, la photochimie et la photoionisation des atmosphères planétaires et avoir joué un rôle important dans le développement de la vie primitive dans le système solaire. Quelques exemples de l'application des résultats Sun in Time sur les exoplanètes et sur les planètes du système solaire primitif sont discutés.",
    url = "https://doi.org/10.1086/427977",
    doi = "10.1086/427977",
    openalex = "W2082329580",
    references = "doi101006icar19931010, doi101038342139a0, doi101086304264"
}

@incollection{furnham2006atmospherics,
    author = "Furnham, Adrian",
    title = "Atmospherics",
    year = "2006",
    booktitle = "Management Mumbo-Jumbo",
    url = "https://doi.org/10.1057/9780230626591\_5",
    doi = "10.1057/9780230626591\_5",
    pages = "23-25"
}

@article{doi101007s1121400894135,
    author = "Lämmer, H. et Kasting, James F. et Chassefière, Éric et Johnson, Robert E. et Kulikov, Yuri N. et Tian, Feng",
    title = "Fuite atmosphérique et évolution des planètes et satellites terrestres",
    year = "2008",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-008-9413-5",
    doi = "10.1007/s11214-008-9413-5",
    openalex = "W1972266886",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

Le chauffage par photoionisation dû au rayonnement UV incident sur les atmosphères des Jupiters chauds peut entraîner une perte de masse planétaire. Nous construisons un modèle d'échappement incluant un chauffage et un refroidissement réalistes, l'équilibre d'ionisation, la gravité de marée et la confinement par pression du vent de l'étoile hôte. Nous montrons que la perte de masse prend la forme d'un vent hydrodynamique (« Parker »), émis du côté jour de la planète pendant les périodes de calme du vent stellaire. Lorsque les vents du côté jour sont supprimés par l'action de confinement du vent stellaire, les vents du côté nuit peuvent se développer s'il y a un transport horizontal suffisant de chaleur. Une Jupiter chaude perd de la masse à des taux maximaux d'environ 2 x 10^12 g/s pendant la phase pré-séquence principale de son étoile hôte et d'environ 2 x 10^10 g/s pendant la durée de vie de séquence principale de l'étoile, pour des pertes maximales totales d'environ 0,06 % et 0,6 % de la masse de la planète, respectivement. Pour les flux UV F_UV < 10^4 erg/cm^2/s, le taux de perte de masse est approximativement limité par l'énergie et est proportionnel à F_UV^0.9. Pour les flux UV plus élevés, tels que ceux typiques des étoiles T Tauri, les pertes radiatives et la recombinaison du plasma obligent le taux de perte de masse à augmenter plus lentement, proportionnellement à F_UV^0.6. Les vents du côté jour sont étouffés pendant la phase T Tauri en raison du confinement par la pression écrasante du vent stellaire. Nous concluons que si le rayonnement UV peut effectivement entraîner des vents depuis les Jupiters chauds, ces vents ne peuvent pas modifier significativement les masses planétaires à aucune étape évolutive. Ils peuvent, en revanche, produire des signatures observables. Les candidats pour expliquer pourquoi les photons Lyman-alpha de HD 209458 sont absorbés à des vitesses décalées par effet Doppler de +/- 100 km/s incluent l'échange de charge dans le choc entre le vent planétaire et le vent stellaire.

@article{doi1010880004637x693123,
    author = "Murray‐Clay, Ruth et Chiang, Eugene et Murray, Norman",
    title = "ÉCHAPPEMENT ATMOSPHÉRIQUE DES JUPITERS CHAUDS",
    year = "2009",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {Le chauffage par photoionisation dû au rayonnement UV incident sur les atmosphères des Jupiters chauds peut entraîner une perte de masse planétaire. Nous construisons un modèle d'échappement incluant un chauffage et un refroidissement réalistes, l'équilibre d'ionisation, la gravité de marée et le confinement par pression du vent de l'étoile hôte. Nous montrons que la perte de masse prend la forme d'un vent hydrodynamique (« Parker »), émis du côté jour de la planète pendant les périodes de calme du vent stellaire. Lorsque les vents du côté jour sont supprimés par l'action de confinement du vent stellaire, les vents du côté nuit peuvent se développer s'il y a un transport horizontal suffisant de chaleur. Une Jupiter chaude perd de la masse à des taux maximaux d'environ 2 x 10^12 g/s pendant la phase pré-séquence principale de son étoile hôte et d'environ 2 x 10^10 g/s pendant la durée de vie de séquence principale de l'étoile, pour des pertes maximales totales d'environ 0,06 % et 0,6 % de la masse de la planète, respectivement. Pour les flux UV F\_UV < 10^4 erg/cm^2/s, le taux de perte de masse est approximativement limité par l'énergie et est proportionnel à F\_UV^0.9. Pour les flux UV plus élevés, tels que ceux typiques des étoiles T Tauri, les pertes radiatives et la recombinaison du plasma obligent le taux de perte de masse à augmenter plus lentement, proportionnellement à F\_UV^0.6. Les vents du côté jour sont étouffés pendant la phase T Tauri en raison du confinement par la pression écrasante du vent stellaire. Nous concluons que si le rayonnement UV peut effectivement entraîner des vents depuis les Jupiters chauds, ces vents ne peuvent pas modifier significativement les masses planétaires à aucune étape évolutive. Ils peuvent, en revanche, produire des signatures observables. Les candidats pour expliquer pourquoi les photons Lyman-alpha de HD 209458 sont absorbés à des vitesses décalées par effet Doppler de +/- 100 km/s incluent l'échange de charge dans le choc entre le vent planétaire et le vent stellaire.},
    url = "https://doi.org/10.1088/0004-637x/693/1/23",
    doi = "10.1088/0004-637x/693/1/23",
    openalex = "W1974543936"
}

@misc{crossref2011atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "2011",
    booktitle = "Encyclopédie de la gestion et du marketing du sport",
    url = "https://doi.org/10.4135/9781412994156.n42",
    doi = "10.4135/9781412994156.n42"
}

« L'atmosphérique est l'adaptation de l'environnement conçu (parfois appelé « construit » – voir Mehrabian et Russell, 1974) pour accroître la probabilité d'effets ou de résultats souhaités chez les utilisateurs » (Greenland et McGoldrick, 1994).

@misc{greenland2015atmospherics,
    author = "Greenland, Steve et Newman, Andrew",
    title = "Atmospherics",
    year = "2015",
    booktitle = "Wiley Encyclopedia of Management",
    abstract = "« L'atmosphérique est l'adaptation de l'environnement conçu (parfois appelé « construit » – voir Mehrabian et Russell, 1974) pour accroître la probabilité d'effets ou de résultats souhaités chez les utilisateurs » (Greenland et McGoldrick, 1994).",
    url = "https://doi.org/10.1002/9781118785317.weom090343",
    doi = "10.1002/9781118785317.weom090343",
    pages = "1-1"
}

@incollection{yung2015solar,
    author = "Yung, Y.L. et Wong, M.L. et Gaidos, E.J.",
    title = "SYSTÈME SOLAIRE/SOLEIL, ATMOSPHÈRES, ÉVOLUTION DES ATMOSPHÈRES | Évolution de l'atmosphère terrestre",
    year = "2015",
    booktitle = "Encyclopedia of Atmospheric Sciences",
    url = "https://doi.org/10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    doi = "10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    openalex = "W29049456",
    pages = "163-167",
    references = "doi101006icar19951122, doi1010160019103587900224, doi101038338487a0, doi101073pnas0504878102, doi101093oso97801951050180010001, doi101126science11536547, doi101126science1183260, doi1015159780691220239, doi103402tellusav26i129731"
}

Alors que la recherche d'exoplanètes semblables à la Terre s'accélère, afin de les comprendre, nous avons besoin de théories complètes sur la formation et l'évolution des atmosphères planétaires. Écrit par deux planétologues bien connus, ce texte explique les principes physiques et chimiques de l'évolution atmosphérique et des atmosphères planétaires, dans le contexte de la manière dont la composition atmosphérique et le climat déterminent l'habitabilité d'une planète. Les auteurs examinent notre compréhension actuelle de l'évolution atmosphérique et du climat sur la Terre, sur d'autres planètes rocheuses au sein de notre système solaire, et sur des planètes bien au-delà. Incorporant un traitement mathématique rigoureux, ils couvrent les concepts et équations régissant une gamme de sujets, y compris la chimie atmosphérique, la thermodynamique, le transfert radiatif et la dynamique atmosphérique, et offrent une vue intégrée des atmosphères planétaires et de leur évolution. Ce texte interdisciplinaire est une ressource inestimable pour les étudiants de niveau master et les chercheurs travaillant dans les domaines de la science atmosphérique, de la géochimie, de la planétologie, de l'astrobiologie et de l'astronomie.

@book{doi1010179781139020558,
    author = "Catling, David C. et Kasting, James F.",
    title = "Évolution atmosphérique sur les mondes habités et stériles",
    year = "2017",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Alors que la recherche d'exoplanètes semblables à la Terre s'accélère, afin de les comprendre, nous avons besoin de théories complètes sur la formation et l'évolution des atmosphères planétaires. Écrit par deux planétologues bien connus, ce texte explique les principes physiques et chimiques de l'évolution atmosphérique et des atmosphères planétaires, dans le contexte de la manière dont la composition atmosphérique et le climat déterminent l'habitabilité d'une planète. Les auteurs examinent notre compréhension actuelle de l'évolution atmosphérique et du climat sur la Terre, sur d'autres planètes rocheuses au sein de notre système solaire, et sur des planètes bien au-delà. Incorporant un traitement mathématique rigoureux, ils couvrent les concepts et équations régissant une gamme de sujets, y compris la chimie atmosphérique, la thermodynamique, le transfert radiatif et la dynamique atmosphérique, et offrent une vue intégrée des atmosphères planétaires et de leur évolution. Ce texte interdisciplinaire est une ressource inestimable pour les étudiants de niveau master et les chercheurs travaillant dans les domaines de la science atmosphérique, de la géochimie, de la planétologie, de l'astrobiologie et de l'astronomie.",
    url = "https://doi.org/10.1017/9781139020558",
    doi = "10.1017/9781139020558",
    openalex = "W2611894198"
}

@article{gebauer2017evolution,
    author = "Gebauer, S. et Grenfell, J.L. et Stock, J.W. et Lehmann, R. et Godolt, M. et von Paris, P. et Rauer, H.",
    title = "Évolution des atmosphères planétaires extrasolaires semblables à celles de la Terre : Évaluation des atmosphères et des biosphères des planètes analogues à la Terre primitive avec un modèle biogéochimique couplé atmosphère",
    year = "2017",
    journal = "Astrobiology",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2015.1384",
    doi = "10.1089/ast.2015.1384",
    number = "1",
    openalex = "W2577254876",
    pages = "27-54",
    volume = "17",
    references = "doi101002aic690010222, doi101002qj49709640815, doi101006icar19931010, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi1011751520046919670240241teotaw20co2, doi101256004316502320517344, doi1015159780691220239, doi105860choice305638a, openalexw1552913007"
}

@article{doi101007s001590180108y,
    author = "Lämmer, H. et Zerkle, Aubrey L. et Gebauer, S et Tosi, Nicola et Noack, Lena et Scherf, Manuel et Pilat‐Lohinger, Elke et Güdel, M. et Grenfell, John Lee et Godolt, M. et Nikolaou, Athanasia",
    title = "Origine et évolution des atmosphères de la Vénus, de la Terre et de Mars primitives",
    year = "2018",
    journal = "The Astronomy and Astrophysics Review",
    url = "https://doi.org/10.1007/s00159-018-0108-y",
    doi = "10.1007/s00159-018-0108-y",
    openalex = "W2801411495",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010292006je002784, gebauer2017evolution"
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@article{gebauer2018evolution,
    author = "Gebauer, S. et Grenfell, J.L. et Lehmann, R. et Rauer, H.",
    title = "Évolution des atmosphères planétaires semblables à celles de la Terre autour d'étoiles naines M : Évaluation des atmosphères et des biosphères avec un modèle biogéochimique couplé atmosphère",
    year = "2018",
    journal = "Astrobiology",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2017.1723",
    doi = "10.1089/ast.2017.1723",
    number = "7",
    openalex = "W2883137068",
    pages = "856-872",
    volume = "18",
    references = "doi101006icar19931010, doi101016jsolener200308039, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi101038nature17448, doi101038nature19106, doi101038nature21360, doi1010510004636120078091, doi101086306745, doi101089ast20141231"
}

Contexte. La caractérisation de l'atmosphère des exoplanètes est l'un des principaux objectifs de la science des exoplanètes dans les décennies à venir. Objectifs. Nous étudions la détection des caractéristiques spectrales atmosphériques des planètes semblables à la Terre dans la zone habitable (HZ) autour des naines rouges avec le futur télescope spatial James Webb (JWST). Méthodes. Nous avons utilisé un modèle climatique-chimique 1D couplé pour simuler l'influence d'une gamme de spectres de naines rouges observés et modélisés sur des planètes semblables à la Terre. Les atmosphères simulées ont servi d'entrée pour le calcul des spectres de transmission des planètes hypothétiques, en utilisant un modèle de transfert radiatif spectral ligne par ligne. Pour étudier la détection spectroscopique des bandes d'absorption avec JWST, nous avons également développé un modèle de rapport signal sur bruit (S/N) et l'avons appliqué à nos spectres de transmission. Résultats. Des abondances élevées de méthane (CH 4) et d'eau (H 2 O) dans l'atmosphère des planètes semblables à la Terre autour des naines rouges de type moyen à tardif augmentent la détection des caractéristiques spectrales correspondantes par rapport aux planètes de naines rouges de type précoce. Les températures accrues dans la moyenne atmosphère des planètes de naines rouges de type moyen à tardif étendent l'atmosphère et augmentent davantage la détection des bandes d'absorption. Pour détecter CH 4, H 2 O et dioxyde de carbone (CO 2) dans l'atmosphère d'une planète semblable à la Terre autour d'une naine rouge de type moyen à tardif, observer une seule traversée avec JWST pourrait suffir jusqu'à une distance de 4 pc et moins de dix traversées jusqu'à une distance de 10 pc. En conséquence des limites de saturation de JWST et des bandes d'absorption moins prononcées, la détection des caractéristiques spectrales des planètes hypothétiques semblables à la Terre autour de la plupart des naines rouges de type précoce nécessiterait plus de dix traversées. Nous identifions 276 naines rouges existantes (y compris GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 et LHS 1140) autour desquelles les caractéristiques d'absorption atmosphérique des planètes hypothétiques semblables à la Terre pourraient être détectées en additionnant simplement quelques traversées. Conclusions. Le satellite TESS trouvera probablement de nouvelles planètes terrestres en traversée dans un rayon de 15 pc de la Terre. Nous montrons que l'utilisation de la spectroscopie de transmission, JWST pourrait fournir une précision suffisante pour pouvoir partiellement caractériser l'atmosphère des découvertes de TESS avec une composition semblable à celle de la Terre autour des naines rouges de type moyen à tardif.

@article{doi10105100046361201834504,
    author = "Wunderlich, Fabian et Godolt, M. et Grenfell, John Lee et Städt, Steffen et Smith, A. M. S. et Gebauer, S et Schreier, Franz et Hedelt, Pascal et Rauer, H.",
    title = "Détection des caractéristiques atmosphériques des planètes semblables à la Terre dans la zone habitable autour des naines rouges",
    year = "2019",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Contexte. La caractérisation de l'atmosphère des exoplanètes est l'un des principaux objectifs de la science des exoplanètes dans les décennies à venir. Objectifs. Nous étudions la détection des caractéristiques spectrales atmosphériques des planètes semblables à la Terre dans la zone habitable (HZ) autour des naines rouges avec le futur télescope spatial James Webb (JWST). Méthodes. Nous avons utilisé un modèle climatique-chimique 1D couplé pour simuler l'influence d'une gamme de spectres de naines rouges observés et modélisés sur des planètes semblables à la Terre. Les atmosphères simulées ont servi d'entrée pour le calcul des spectres de transmission des planètes hypothétiques, en utilisant un modèle de transfert radiatif spectral ligne par ligne. Pour étudier la détection spectroscopique des bandes d'absorption avec JWST, nous avons également développé un modèle de rapport signal sur bruit (S/N) et l'avons appliqué à nos spectres de transmission. Résultats. Des abondances élevées de méthane (CH 4) et d'eau (H 2 O) dans l'atmosphère des planètes semblables à la Terre autour des naines rouges de type moyen à tardif augmentent la détection des caractéristiques spectrales correspondantes par rapport aux planètes de naines rouges de type précoce. Les températures accrues dans la moyenne atmosphère des planètes de naines rouges de type moyen à tardif étendent l'atmosphère et augmentent davantage la détection des bandes d'absorption. Pour détecter CH 4, H 2 O et dioxyde de carbone (CO 2) dans l'atmosphère d'une planète semblable à la Terre autour d'une naine rouge de type moyen à tardif, observer une seule traversée avec JWST pourrait suffir jusqu'à une distance de 4 pc et moins de dix traversées jusqu'à une distance de 10 pc. En conséquence des limites de saturation de JWST et des bandes d'absorption moins prononcées, la détection des caractéristiques spectrales des planètes hypothétiques semblables à la Terre autour de la plupart des naines rouges de type précoce nécessiterait plus de dix traversées. Nous identifions 276 naines rouges existantes (y compris GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 et LHS 1140) autour desquelles les caractéristiques d'absorption atmosphérique des planètes hypothétiques semblables à la Terre pourraient être détectées en additionnant simplement quelques traversées. Conclusions. Le satellite TESS trouvera probablement de nouvelles planètes terrestres en traversée dans un rayon de 15 pc de la Terre. Nous montrons que l'utilisation de la spectroscopie de transmission, JWST pourrait fournir une précision suffisante pour pouvoir partiellement caractériser l'atmosphère des découvertes de TESS avec une composition semblable à celle de la Terre autour des naines rouges de type moyen à tardif.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834504",
    doi = "10.1051/0004-6361/201834504",
    openalex = "W2917710115",
    references = "gebauer2017evolution, gebauer2018evolution"
}

@incollection{schlessinger2019atmospherics,
    author = "Schlessinger, Monroe",
    title = "Atmospherics",
    year = "2019",
    booktitle = "Fondamentaux de la technologie infrarouge",
    url = "https://doi.org/10.1201/9780203750834-4",
    doi = "10.1201/9780203750834-4",
    pages = "76-92"
}

@incollection{hannah2021atmospherics,
    author = "Hannah, Dehlia",
    title = "Atmospherics",
    year = "2021",
    booktitle = "Routledge Handbook of Art, Science, and Technology Studies",
    url = "https://doi.org/10.4324/9780429437069-47",
    doi = "10.4324/9780429437069-47",
    pages = "591-645"
}

Les objets de la ceinture de Kuiper (KBO) présentent des compositions de surface variées, et la mission New Horizons vers le système Pluton-Charon nous permet de tester des hypothèses sur l'origine et l'évolution de ces surfaces de KBO. Des travaux antérieurs ont proposé que le pôle nord riche en composés organiques de Charon se soit formé à partir de volatils traités par radiolyse provenant de l'atmosphère en évasion de Pluton. Ici, nous montrons qu'une source endogène de volatils provenant de l'intérieur de Charon est plausible. Nous calculons que le resurfacing cryovolcanique a libéré 1,29 × 1015-3,47 × 1015 kg de méthane vers la surface de Charon depuis son intérieur. Nous avons modélisé le transport des volatils et constaté que la grande majorité de ce méthane libéré volcaniquement migre vers les pôles de Charon, avec des taux de dépôt suffisants pour être transformés en composés organiques observés. Des produits de méthane irradié apparaissent sur des KBO de taille similaire qui n'orbite pas autour d'un objet de la taille de Pluton pour puiser une atmosphère en évasion, de sorte que les volatils d'origine interne pourraient être un processus courant et important dans toute la ceinture de Kuiper.

@article{doi101038s41467022318468,
    author = "Menten, Stephanie M et Sori, Michael M et Bramson, Ali M",
    title = "Endogenically sourced volatiles on Charon and other Kuiper belt objects.",
    year = "2022",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "Les objets de la ceinture de Kuiper (KBO) présentent des compositions de surface variées, et la mission New Horizons vers le système Pluton-Charon nous permet de tester des hypothèses sur l'origine et l'évolution de ces surfaces de KBO. Des travaux antérieurs ont proposé que le pôle nord riche en composés organiques de Charon se soit formé à partir de volatils traités par radiolyse provenant de l'atmosphère en évasion de Pluton. Ici, nous montrons qu'une source endogène de volatils provenant de l'intérieur de Charon est plausible. Nous calculons que le resurfacing cryovolcanique a libéré 1,29 × 1015-3,47 × 1015 kg de méthane vers la surface de Charon depuis son intérieur. Nous avons modélisé le transport des volatils et constaté que la grande majorité de ce méthane libéré volcaniquement migre vers les pôles de Charon, avec des taux de dépôt suffisants pour être transformés en composés organiques observés. Des produits de méthane irradié apparaissent sur des KBO de taille similaire qui n'orbite pas autour d'un objet de la taille de Pluton pour puiser une atmosphère en évasion, de sorte que les volatils d'origine interne pourraient être un processus courant et important dans toute la ceinture de Kuiper.",
    url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9363412/",
    doi = "10.1038/s41467-022-31846-8",
    openalex = "W4290786844",
    pmcid = "PMC9363412",
    pmid = "35945207",
    references = "doi1010160009254194001404, doi1010160019103584901428, doi101016jepsl200605041, doi101017s0305004100023197, doi101038s41467022318468, doi101086191050, doi101126science1106818, doi101126scienceaad1815, doi101126scienceaad7055, doi101126scienceaad9189, doi1012019781315380476"
}

Résumé Les planètes orbitant autour d'étoiles de type naine rouge sont des cibles privilégiées dans la recherche d'atmosphères d'exoplanètes rocheuses. La petite taille des naines rouges rend leurs planètes des cibles exceptionnelles pour la spectroscopie de transmission, facilitant la caractérisation atmosphérique. Cependant, il reste inconnu si les environnements de rayonnement extrême-UV hautement variables de leurs étoiles hôtes permettent aux atmosphères de persister. Avec JWST, nous avons commencé à déterminer si les mondes rocheux les plus favorables orbitant autour de naines rouges possèdent des atmosphères détectables. Ici, nous présentons un spectre de transmission JWST NIRSpec/G395H de 2,8–5,2 μm de la super-Terre chaude (700 K, 40,3× l'insolation terrestre) GJ 486b (1,3 R ⊕ et 3,0 M ⊕). Le spectre mesuré à partir de nos deux transits de GJ 486b s'écarte d'une ligne plate de 2,2 σ à 3,3 σ, basé sur trois réductions indépendantes. Grâce à une combinaison de modèles de simulation et de récupération, nous déterminons que GJ 486b possède soit une atmosphère riche en eau (avec la contrainte la plus stricte sur l'abondance d'eau récupérée de H 2 O > 10% à 2 σ), soit que le spectre de transmission est contaminé par de l'eau présente dans des taches stellaires froides non occultées. Nous trouvons également que le spectre stellaire mesuré est le mieux ajusté par un modèle stellaire avec des taches stellaires froides et des facules chaudes. Bien que les deux scénarios de récupération fournissent des ajustements de qualité égale (χ ν 2 = 1,0) à nos observations NIRSpec/G395H, des observations à plus courte longueur d'onde peuvent lever cette dégénérescence et révéler si GJ 486b maintient une atmosphère riche en eau.

@article{doi10384720418213accb9c,
    author = "Moran, Sarah E. et Stevenson, Kevin B. et Sing, David K. et MacDonald, Ryan J. et Kirk, James et Lustig‐Yaeger, Jacob et Peacock, Sarah et Mayorga, L. C. et Bennett, Katherine A. et López‐Morales, Mercedes et May, Erin et Rustamkulov, Zafar et Valenti, Jeff A. et Redai, Jéa Adams et Alam, Munazza K. et Batalha, Natasha E. et Fu, Guangwei et Gonzalez-Quiles, Junellie et Highland, Alicia N. et Kruse, Ethan et Lothringer, Joshua D. et Ceballos, Kevin Ortiz et Sotzen, Kristin S. et Wakeford, Hannah R.",
    title = "High Tide or Riptide on the Cosmic Shoreline? A Water-rich Atmosphere or Stellar Contamination for the Warm Super-Earth GJ 486b from JWST Observations",
    year = "2023",
    journal = "The Astrophysical Journal Letters",
    abstract = "Résumé Les planètes orbitant autour d'étoiles de type naine rouge sont des cibles privilégiées dans la recherche d'atmosphères d'exoplanètes rocheuses. La petite taille des naines rouges rend leurs planètes des cibles exceptionnelles pour la spectroscopie de transmission, facilitant la caractérisation atmosphérique. Cependant, il reste inconnu si les environnements de rayonnement extrême-UV hautement variables de leurs étoiles hôtes permettent aux atmosphères de persister. Avec JWST, nous avons commencé à déterminer si les mondes rocheux les plus favorables orbitant autour de naines rouges possèdent des atmosphères détectables. Ici, nous présentons un spectre de transmission JWST NIRSpec/G395H de 2,8–5,2 μm de la super-Terre chaude (700 K, 40,3× l'insolation terrestre) GJ 486b (1,3 R ⊕ et 3,0 M ⊕). Le spectre mesuré à partir de nos deux transits de GJ 486b s'écarte d'une ligne plate de 2,2 σ à 3,3 σ, basé sur trois réductions indépendantes. Grâce à une combinaison de modèles de simulation et de récupération, nous déterminons que GJ 486b possède soit une atmosphère riche en eau (avec la contrainte la plus stricte sur l'abondance d'eau récupérée de H 2 O > 10\% à 2 σ), soit que le spectre de transmission est contaminé par de l'eau présente dans des taches stellaires froides non occultées. Nous trouvons également que le spectre stellaire mesuré est le mieux ajusté par un modèle stellaire avec des taches stellaires froides et des facules chaudes. Bien que les deux scénarios de récupération fournissent des ajustements de qualité égale (χ ν 2 = 1,0) à nos observations NIRSpec/G395H, des observations à plus courte longueur d'onde peuvent lever cette dégénérescence et révéler si GJ 486b maintient une atmosphère riche en eau.",
    url = "https://doi.org/10.3847/2041-8213/accb9c",
    doi = "10.3847/2041-8213/accb9c",
    openalex = "W4376983012",
    references = "doi10384715384357aa7846"
}

@article{regoli2023understanding,
    author = "Regoli, Leonardo et Brandt, Pontus et Andre, Mats et Brain, David et Chaffin, Mike et Cohen, Ian et Dandouras, Iannis et Gkioulidou, Matina et Holmstrom, Mats et Ilie, Raluca et Jasinski, Jamie et Keika, Kunihiro et Kollmann, Peter et Lillis, Robert et Nikoukar, Romina et Nordheim, Tom et Rymer, Abigail et Seki, Kanako et Tucker, Orenthal et Vourlidas, Angelos",
    title = "Comprendre l'évolution des atmosphères planétaires : la nécessité d'une mission d'échappement atmosphérique basée sur la Terre",
    year = "2023",
    journal = "Bulletin of the AAS",
    url = "https://doi.org/10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    doi = "10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    openalex = "W4386360768",
    references = "doi1010022014ja020714, doi101016jicarus201505012, doi101016jicarus201805030, doi1010179781139020558, doi1010292006ja011823, doi101029jd094id12p14971, doi101126science1058913"
}

@incollection{stewart2023atmospherics,
    author = "STEWART, KATHLEEN",
    title = "Atmospherics",
    year = "2023",
    booktitle = "A to Z of Creative Writing Methods",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350184244.ch-3",
    doi = "10.5040/9781350184244.ch-3"
}

@incollection{lee2024atmospherics,
    author = "Lee, Jason W.",
    title = "Atmospherics",
    year = "2024",
    booktitle = "Encyclopedia of Sport Management",
    url = "https://doi.org/10.4337/9781035317189.ch41",
    doi = "10.4337/9781035317189.ch41",
    pages = "70-72"
}