11.3 : Atmosphère des planètes géantes
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Discutez de la composition atmosphérique des planètes géantes
- Décrire la formation des nuages et la structure atmosphérique des géantes gazeuses
- Caractérisez les régimes de vent et de météo des planètes géantes
- Comprendre l'ampleur et la longévité des tempêtes sur les planètes géantes
Les atmosphères des planètes joviennes sont les parties que nous pouvons observer ou mesurer directement. Comme ces planètes n'ont pas de surface solide, leur atmosphère est plus représentative de leur composition générale que celle des planètes terrestres. Ces atmosphères nous présentent également certains des exemples les plus spectaculaires des régimes météorologiques du système solaire. Comme nous le verrons, les tempêtes sur ces planètes peuvent devenir plus importantes que l'ensemble de la planète Terre.
Composition de l'atmosphère
Lorsque la lumière du soleil est réfléchie par l'atmosphère des planètes géantes, les gaz atmosphériques laissent leurs « empreintes » dans le spectre de la lumière. Les observations spectroscopiques des planètes joviennes ont commencé au XIXe siècle, mais pendant longtemps, les astronomes n'ont pas été en mesure d'interpréter les spectres qu'ils ont observés. Jusqu'aux années 1930, les caractéristiques les plus importantes photographiées dans ces spectres n'avaient toujours pas été identifiées. De meilleurs spectres ont ensuite révélé la présence de molécules de méthane (CH 4) et d'ammoniac (NH 3) dans les atmosphères de Jupiter et de Saturne.
Au début, les astronomes pensaient que le méthane et l'ammoniac pouvaient être les principaux constituants de ces atmosphères, mais nous savons maintenant que l'hydrogène et l'hélium sont en fait les gaz dominants. La confusion est née du fait que ni l'hydrogène ni l'hélium ne possèdent de caractéristiques spectrales faciles à détecter dans le spectre visible. Ce n'est que lorsque la sonde Voyager a mesuré les spectres dans l'infrarouge lointain de Jupiter et de Saturne qu'une abondance fiable d'hélium a pu être trouvée.
Les compositions des deux atmosphères sont généralement similaires, sauf que sur Saturne, il y a moins d'hélium en raison de la précipitation d'hélium qui contribue à la source d'énergie interne de Saturne. Les mesures de composition les plus précises ont été effectuées sur Jupiter par la sonde d'entrée Galileo en 1995 ; nous connaissons ainsi l'abondance de certains éléments de l'atmosphère jovienne encore mieux que celle du Soleil.
JAMES VAN ALLEN : PLUSIEURS PLANÈTES À SON ACTIF
La carrière du physicien James Van Allen s'est étalée sur la naissance et la croissance de l'ère spatiale, et il a joué un rôle majeur dans son développement. Né dans l'Iowa en 1914, Van Allen a obtenu son doctorat à l'université de l'Iowa. Il a ensuite travaillé pour plusieurs institutions de recherche et a servi dans la Marine pendant la Seconde Guerre mondiale.
Après la guerre, Van Allen (Figure\(\PageIndex{1}\)) a été nommé professeur de physique à l'université de l'Iowa. Lui et ses collaborateurs ont commencé à utiliser des fusées pour explorer le rayonnement cosmique dans l'atmosphère extérieure de la Terre. Pour atteindre des altitudes extrêmement élevées, Van Allen a conçu une technique dans laquelle un ballon soulève puis lance une petite fusée (la fusée est surnommée « la fusée »).
Au cours d'un dîner en 1950, Van Allen et plusieurs collègues ont eu l'idée de l'Année géophysique internationale (IGY), une occasion pour les scientifiques du monde entier de coordonner leurs recherches sur la physique de la Terre, en particulier les recherches effectuées à haute altitude. En 1955, les États-Unis et l'Union soviétique se sont engagés à lancer un satellite en orbite autour de la Terre pendant l'IGY, une compétition qui a donné le coup d'envoi de ce que l'on a appelé la course à l'espace. L'IGY (d'une durée de 18 mois) a eu lieu entre juillet 1957 et décembre 1958.
L'Union soviétique a remporté le premier tour de course en lançant Spoutnik 1 en octobre 1957. Le gouvernement américain a incité ses scientifiques et ses ingénieurs à redoubler d'efforts pour acheminer quelque chose dans l'espace afin de préserver le prestige du pays. Cependant, le principal programme de satellites américains, Vanguard, s'est heurté à des difficultés : chacun de ses premiers lancements s'est écrasé ou a explosé. Simultanément, une deuxième équipe d'ingénieurs de fusées et de scientifiques travaillait discrètement sur un lanceur militaire appelé Jupiter-C. Van Allen a été le fer de lance de la conception des instruments embarqués à bord d'un petit satellite que ce véhicule transporterait. Le 31 janvier 1958, l'Explorer 1 de Van Allen est devenu le premier satellite américain dans l'espace.
Contrairement à Spoutnik, Explorer 1 était équipé pour effectuer des mesures scientifiques de particules chargées à haute énergie au-dessus de l'atmosphère. Van Allen et son équipe ont découvert une ceinture de particules hautement chargées entourant la Terre, et ces ceintures portent désormais son nom. Cette première découverte scientifique du programme spatial a fait connaître le nom de Van Allen dans le monde entier.
Van Allen et ses collègues ont continué à mesurer l'environnement magnétique et particulaire autour des planètes à l'aide d'engins spatiaux de plus en plus sophistiqués, notamment les Pioneers 10 et 11, qui ont effectué des études exploratoires des environnements de Jupiter et de Saturne. Certains scientifiques désignent également les zones de particules chargées autour de ces planètes sous le nom de ceintures de Van Allen. (Un jour, alors que Van Allen donnait une conférence à l'université de l'Arizona, des étudiants diplômés en sciences planétaires lui ont demandé s'il voulait laisser sa ceinture à l'école. Elle est désormais fièrement présentée comme la « ceinture de Van Allen » de l'université.)
Van Allen était un fervent partisan des sciences spatiales et un porte-parole principal éloquent de la communauté scientifique américaine, avertissant la NASA de ne pas consacrer tous ses efforts aux vols habités, mais également d'utiliser des engins spatiaux robotisés comme outils productifs pour l'exploration spatiale.
Nuages et structure atmosphérique
Les nuages de Jupiter (Figure\(\PageIndex{2}\)) font partie des sites les plus spectaculaires du système solaire, très appréciés des cinéastes de science-fiction. Leur couleur varie du blanc à l'orange, du rouge au brun, tourbillonnant et se tordant dans un kaléidoscope de motifs en constante évolution. Saturne présente une activité nuageuse similaire mais beaucoup plus modérée ; au lieu de couleurs vives, ses nuages ont une teinte caramel presque uniforme (Figure\(\PageIndex{3}\)),
Différents gaz gèlent à différentes températures. Aux températures et pressions des hautes atmosphères de Jupiter et de Saturne, le méthane reste un gaz, mais l'ammoniac peut se condenser et geler. (De même, la vapeur d'eau se condense dans les hautes couches de l'atmosphère terrestre pour produire des nuages de cristaux de glace.) Les principaux nuages que nous voyons autour de ces planètes, que ce soit à partir d'un vaisseau spatial ou d'un télescope, sont composés de cristaux d'ammoniac gelés. Les nuages d'ammoniac marquent la limite supérieure des troposphères des planètes ; au-dessus se trouve la stratosphère, la partie la plus froide de l'atmosphère. (Ces couches étaient initialement définies sur Terre comme une planète.)
Les diagrammes de\(\PageIndex{5}\) la figure montrent la structure et les nuages dans les atmosphères des quatre planètes joviennes. Sur Jupiter comme sur Saturne, la température près du sommet des nuages est d'environ 140 K (un peu moins que les calottes polaires de Mars). Sur Jupiter, ce niveau de nuages est à une pression d'environ 0,1 bar (un dixième de la pression atmosphérique à la surface de la Terre), mais sur Saturne, il est plus bas dans l'atmosphère, à environ 1 bar. Comme les nuages d'ammoniac se trouvent beaucoup plus profondément sur Saturne, ils sont plus difficiles à voir et l'apparence générale de la planète est beaucoup plus pâle que celle de Jupiter.
Dans les troposphères de ces planètes, la température et la pression augmentent toutes deux avec la profondeur. À travers les brèches dans les nuages d'ammoniac, nous pouvons entrevoir des aperçus alléchants d'autres couches nuageuses qui peuvent se former dans ces régions plus profondes de l'atmosphère, régions qui ont été échantillonnées directement pour Jupiter par la sonde Galileo tombée sur la planète.
Lorsqu'elle est descendue à une pression de 5 bars, la sonde aurait dû passer dans une région de nuages d'eau gelée, puis, en dessous, dans des nuages de gouttelettes d'eau liquide, peut-être similaires aux nuages courants de la troposphère terrestre. C'est du moins ce à quoi s'attendaient les scientifiques. Mais la sonde n'a vu aucun nuage d'eau et a mesuré une quantité étonnamment faible de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Les scientifiques de Galileo se sont vite rendu compte que la sonde avait traversé une région de l'atmosphère exceptionnellement sèche et exempte de nuages, un courant descendant géant de gaz frais et sec. Andrew Ingersoll de Caltech, membre de l'équipe Galileo, a qualifié ce site d'entrée de « désert » de Jupiter. Dommage que la sonde ne soit pas entrée dans une région plus représentative, mais c'est la chance du tirage cosmique. La sonde a continué à effectuer des mesures à une pression de 22 bars mais n'a trouvé aucune autre couche nuageuse avant que ses instruments ne cessent de fonctionner. Elle a également détecté des orages, mais uniquement à de grandes distances, ce qui suggère également que la sonde elle-même se trouvait dans une région où le temps était clair.
Au-dessus des nuages d'ammoniac visibles dans l'atmosphère de Jupiter, se trouve la stratosphère claire, qui atteint une température minimale proche de 120 K. À des altitudes encore plus élevées, les températures remontent, tout comme dans la haute atmosphère de la Terre, car ici les molécules absorbent la lumière ultraviolette du Soleil. La couleur des nuages est due aux impuretés, qui sont le produit de réactions chimiques entre les gaz atmosphériques dans le cadre d'un processus que l'on appelle la photochimie. Dans la haute atmosphère de Jupiter, les réactions photochimiques créent une variété de composés assez complexes d'hydrogène et de carbone qui forment une fine couche de smog bien au-dessus des nuages visibles. Nous montrons ce smog sous la forme d'une région orange floue sur la figure\(\PageIndex{5}\) ; toutefois, cette fine couche ne nous empêche pas de voir les nuages situés en dessous.
L'atmosphère visible de Saturne est composée d'environ 75 % d'hydrogène et de 25 % d'hélium, avec des traces de méthane, d'éthane, de propane et d'autres hydrocarbures. La structure générale est similaire à celle de Jupiter. Les températures sont toutefois légèrement plus froides et l'atmosphère est plus étendue en raison de la gravité superficielle plus faible de Saturne. Ainsi, les couches sont étirées sur une plus grande distance, comme vous pouvez le voir sur la figure\(\PageIndex{5}\). Dans l'ensemble, cependant, les mêmes régions atmosphériques, les mêmes nuages de condensation et les mêmes réactions photochimiques que ceux que nous observons sur Jupiter devraient être présents sur Saturne (Figure\(\PageIndex{6}\)).
Saturne possède une structure nuageuse anormale qui a intrigué les scientifiques : un motif d'ondes hexagonales autour du pôle nord, illustré sur la figure\(\PageIndex{7}\). Les six côtés de l'hexagone sont chacun plus longs que le diamètre de la Terre. Les vents sont également extrêmement forts sur Saturne, avec des vitesses allant jusqu'à 1 800 kilomètres par heure mesurées près de l'équateur.
Regardez des images de l'hexagone de Saturne avec des couleurs exagérées dans cette brève vidéo de la NASA.
Contrairement à Jupiter et à Saturne, Uranus est presque totalement dépourvu de traits si l'on le voit à des longueurs d'onde allant de l'ultraviolet à l'infrarouge (voir son image plutôt ennuyeuse sur la photo du chapitre). Les calculs indiquent que la structure atmosphérique de base d'Uranus devrait ressembler à celle de Jupiter et de Saturne, bien que ses nuages supérieurs (à une pression de 1 bar) soient composés de méthane plutôt que d'ammoniac. Cependant, l'absence de source de chaleur interne supprime les mouvements de haut en bas et crée une atmosphère très stable avec peu de structure visible.
Neptune diffère d'Uranus par son apparence, bien que leurs températures atmosphériques de base soient similaires. Les nuages supérieurs sont composés de méthane, qui forme une fine couche nuageuse près du sommet de la troposphère à une température de 70 K et à une pression de 1,5 bar. La majeure partie de l'atmosphère au-dessus de ce niveau est claire et transparente, avec moins de brume que sur Uranus. La diffusion de la lumière solaire par les molécules de gaz confère à Neptune une couleur bleu pâle similaire à celle de l'atmosphère de la Terre (Figure\(\PageIndex{8}\)). Une autre couche nuageuse, peut-être composée de particules de glace de sulfure d'hydrogène, existe sous les nuages de méthane à une pression de 3 bars.
Contrairement à Uranus, Neptune possède une atmosphère dans laquelle les courants de convection, c'est-à-dire les courants verticaux de gaz, émanent de l'intérieur, alimentés par la source de chaleur interne de la planète. Ces courants transportent du gaz chaud au-dessus du niveau des nuages de 1,5 bar, formant des nuages supplémentaires à des altitudes supérieures d'environ 75 kilomètres. Ces nuages de haute altitude forment des motifs blancs éclatants sur la planète bleue qui se trouve en dessous. Voyager a photographié des ombres distinctes au sommet des nuages de méthane, ce qui a permis de calculer les altitudes des nuages hauts. La figure\(\PageIndex{9}\) est un remarquable gros plan des couches extérieures de Neptune qui n'aurait jamais pu être obtenu à partir de la Terre.
Vents et conditions météorologiques
Les atmosphères des planètes joviennes comportent de nombreuses régions de haute pression (où il y a plus d'air) et de basse pression (où il y en a moins). Tout comme sur Terre, l'air circule entre ces régions, créant des modèles de vents qui sont ensuite déformés par la rotation de la planète. En observant l'évolution de la configuration des nuages sur les planètes joviennes, nous pouvons mesurer la vitesse du vent et suivre la circulation de leur atmosphère.
Les mouvements atmosphériques que nous observons sur ces planètes sont fondamentalement différents de ceux des planètes terrestres. Les géants tournent plus vite et leur rotation rapide tend à se répercuter hors de la circulation pour former des motifs horizontaux (est-ouest) parallèles à l'équateur. En outre, il n'existe aucune surface solide sous l'atmosphère contre laquelle les modes de circulation peuvent se frotter et perdre de l'énergie (c'est ainsi que les tempêtes tropicales finissent par s'éteindre lorsqu'elles touchent la terre ferme).
Comme nous l'avons vu, sur tous les géants à l'exception d'Uranus, la chaleur provenant de l'intérieur fournit à peu près autant d'énergie à l'atmosphère que la lumière solaire provenant de l'extérieur. Cela signifie que des courants de convection profonds d'air chaud montant et d'air plus froid descendant circulent dans les atmosphères des planètes dans le sens vertical.
Les principales caractéristiques des nuages visibles de Jupiter (voir Figure\(11.1.1\) et Figure\(\PageIndex{3}\), par exemple) sont l'alternance de bandes sombres et claires qui s'étendent autour de la planète parallèlement à l'équateur. Ces bandes sont des caractéristiques semi-permanentes, bien que leur intensité et leur position changent d'année en année. Conformément à la faible inclinaison de l'axe de Jupiter, le schéma ne change pas au fil des saisons.
La configuration sous-jacente des vents d'est en ouest dans l'atmosphère, qui ne semble pas changer du tout, même sur de nombreuses décennies, est plus fondamentale que ces bandes. Ils sont illustrés dans la figure\(\PageIndex{10}\), qui indique la force des vents à chaque latitude pour les planètes géantes. À l'équateur de Jupiter, un courant-jet s'écoule vers l'est à une vitesse d'environ 90 mètres par seconde (300 kilomètres par heure), similaire à la vitesse des courants-jets dans la haute atmosphère de la Terre. Aux latitudes plus élevées, les cours d'eau se déplacent en alternance vers l'est et vers l'ouest, chaque hémisphère étant une image miroir presque parfaite de l'autre. Saturne présente un schéma similaire, mais avec un courant-jet équatorial beaucoup plus fort, comme nous l'avons noté précédemment.
Les zones claires de Jupiter sont des régions d'air ascendant recouvertes de cirrus blancs d'ammoniac. Ils représentent apparemment les sommets des courants de convection ascendants. 1 Les ceintures plus sombres sont des régions où l'atmosphère plus fraîche se déplace vers le bas, complétant ainsi le cycle de convection ; elles sont plus sombres parce que moins de nuages d'ammoniac nous permettent de voir plus profondément dans l'atmosphère, peut-être jusqu'à une région de nuages d'hydrosulfure d'ammonium (NH 4 SH). La sonde Galileo a prélevé l'un des courants descendants secs les plus clairs.
Malgré les saisons étranges provoquées par l'inclinaison de 98° de son axe, la circulation de base d'Uranus est parallèle à son équateur, comme c'est le cas sur Jupiter et Saturne. La masse de l'atmosphère et sa capacité à emmagasiner la chaleur sont si importantes que l'alternance de 42 ans d'ensoleillement et d'obscurité n'a que peu d'effet. En fait, les mesures du Voyager montrent que la température atmosphérique est même de quelques degrés plus élevée du côté sombre de l'hiver que dans l'hémisphère orienté vers le Soleil. Cela indique une fois de plus que le comportement de ces atmosphères de planètes géantes est un problème complexe que nous ne comprenons pas parfaitement.
Le climat de Neptune est caractérisé par de forts vents d'est-ouest généralement similaires à ceux observés sur Jupiter et Saturne. Les vents les plus forts près de son équateur atteignent 2 100 kilomètres par heure, soit encore plus que les vents de pointe sur Saturne. Le courant-jet équatorial de Neptune approche en fait des vitesses supersoniques (plus rapides que la vitesse du son dans l'air de Neptune).
Des tempêtes géantes sur de grandes planètes
Aux modèles de circulation atmosphérique réguliers que nous venons de décrire se superposent de nombreuses perturbations locales, qu'il s'agisse de systèmes météorologiques ou de tempêtes, pour reprendre le terme que nous utilisons sur Terre. Les plus importantes d'entre elles sont de grandes régions de haute pression de forme ovale sur Jupiter (Figure\(\PageIndex{11}\)) et Neptune.
La plus importante et la plus célèbre des tempêtes de Jupiter est la Grande Tache rouge, un ovale rougeâtre de l'hémisphère sud qui change lentement. Elle mesurait 25 000 kilomètres lorsque Voyager est arrivé en 1979, mais elle était tombée à 20 000 kilomètres à la fin de la mission Galilée en 2000 (Figure\(\PageIndex{12}\)). La tempête géante persiste dans l'atmosphère de Jupiter depuis que les astronomes ont pu l'observer pour la première fois après l'invention du télescope, il y a plus de 300 ans. Cependant, il a continué de diminuer, suscitant des spéculations selon lesquelles nous pourrions voir sa fin d'ici quelques décennies.
Outre sa longévité, la tache rouge se distingue des tempêtes terrestres en ce qu'elle est une région de haute pression ; sur notre planète, ces tempêtes sont des régions de basse pression. La rotation du point rouge dans le sens antihoraire a une durée de six jours. Trois perturbations similaires mais plus petites (à peu près aussi grandes que la Terre) se sont formées sur Jupiter dans les années 1930. Ils ressemblent à des ovales blancs, et on peut les voir clairement en dessous et à droite de la grande tache rouge sur la figure\(\PageIndex{12}\). En 1998, la sonde Galileo a vu deux de ces ovales entrer en collision et fusionner en un seul.
Nous ne savons pas ce qui cause la grande tache rouge ou les ovales blancs, mais nous avons une idée de la façon dont ils peuvent durer si longtemps une fois qu'ils se forment. Sur Terre, la durée de vie d'un ouragan ou d'un typhon océanique de grande envergure est généralement de quelques semaines, voire moins lorsqu'il se déplace au-dessus des continents et rencontre des frictions avec la terre. Jupiter n'a pas de surface solide pour ralentir une perturbation atmosphérique ; de plus, l'ampleur des perturbations leur confère une certaine stabilité. Nous pouvons calculer que sur une planète sans surface solide, la durée de vie de tout objet aussi grand que la tache rouge devrait être mesurée en siècles, tandis que la durée de vie des ovales blancs devrait être mesurée en décennies, ce que nous avons observé à peu près.
Malgré la taille plus petite de Neptune et la composition différente des nuages, Voyager a montré que ses caractéristiques atmosphériques étaient étonnamment similaires à celles de la grande tache rouge de Jupiter. La grande tache sombre de Neptune mesurait près de 10 000 kilomètres de long (Figure\(\PageIndex{8}\)). Sur les deux planètes, les tempêtes géantes se sont formées à 20° de latitude S, avaient la même forme et occupaient à peu près la même fraction du diamètre de la planète. La grande tache noire a subi une rotation sur une période de 17 jours, contre environ 6 jours pour la grande tache rouge. Cependant, lorsque le télescope spatial Hubble a examiné Neptune au milieu des années 1990, les astronomes n'ont trouvé aucune trace de la grande tache noire sur leurs images.
Bien que de nombreux détails de la météo sur les planètes joviennes ne soient pas encore compris, il est clair que si vous aimez les conditions météorologiques dramatiques, ces mondes sont l'endroit idéal. Nous étudions les caractéristiques de ces atmosphères non seulement pour ce qu'elles ont à nous apprendre sur les conditions des planètes joviennes, mais aussi parce que nous espérons qu'elles pourront nous aider à mieux comprendre la météo sur Terre.
Exemple\(\PageIndex{1}\)
La vitesse du vent dans les systèmes de tempêtes circulaires peut être formidable à la fois sur Terre et sur les planètes géantes. Pensez à nos grands ouragans terrestres. Si vous observez leur comportement sur des images satellites diffusées par des stations météo, vous verrez qu'il leur faut environ une journée pour effectuer une rotation. Si une tempête a un diamètre de 400 km et qu'elle tourne une fois toutes les 24 h, quelle est la vitesse du vent ?
Solution
La vitesse correspond à la distance divisée par le temps. Dans ce cas, la distance est la circonférence (\(2 \pi R\)ou\(\pi d\)), soit environ 1250 km, et le temps est de 24 h, donc la vitesse au bord de la tempête serait d'environ 52 km/h. Vers le centre de la tempête, la vitesse du vent peut être beaucoup plus élevée.
Exercice\(\PageIndex{1}\)
La grande tache rouge de Jupiter tourne en 6 jours et a une circonférence équivalente à un cercle de 10 000 km de rayon. Calculez la vitesse du vent à la limite extérieure du spot.
- Réponse
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Pour la grande tache rouge de Jupiter, la circonférence (\(2 \pi R\)) est d'environ 63 000 km. Six jours équivalent à 144 h, ce qui suggère une vitesse d'environ 436 km/h, soit beaucoup plus rapide que la vitesse du vent sur Terre.
Concepts clés et résumé
Les quatre planètes géantes ont généralement des atmosphères similaires, composées principalement d'hydrogène et d'hélium. Leur atmosphère contient de petites quantités de méthane et d'ammoniac, qui se condensent également pour former des nuages. Les couches nuageuses plus profondes (invisibles) sont constituées d'eau et peut-être d'hydrosulfure d'ammonium (Jupiter et Saturne) et de sulfure d'hydrogène (Neptune). Dans les hautes atmosphères, les hydrocarbures et autres composés à l'état de traces sont produits par photochimie. Nous ne savons pas exactement ce qui cause les couleurs des nuages de Jupiter. Les mouvements atmosphériques des planètes géantes sont dominés par la circulation est-ouest. Jupiter présente les configurations de nuages les plus actives, suivie de Neptune. Saturne est généralement fade, malgré la vitesse de ses vents extrêmement élevés, et Uranus est peu caractéristique (peut-être en raison de l'absence de source de chaleur interne). De grandes tempêtes (systèmes de haute pression de forme ovale tels que la grande tache rouge sur Jupiter et la grande tache noire sur Neptune) peuvent être observées dans certaines atmosphères de la planète.
Notes
1 Souvenez-vous des chapitres précédents que la convection est un processus dans lequel les liquides, chauffés par le dessous, présentent des zones où la matière chaude monte et la matière plus froide descend. Vous pouvez voir la convection au travail si vous faites chauffer des flocons d'avoine sur une cuisinière ou si vous regardez la soupe miso bouillir.
Lexique
- photochimie
- modifications chimiques causées par le rayonnement électromagnétique