Atmosphère de Vénus - Définition

Introduction

Atmosphère de Vénus
Informations générales
Épaisseur	300,5 km
Pression atmosphérique	92 bars
Masse	4,8×1020 kg
Composition
Dioxyde de carbone CO2	96,5 %
Azote N2	3,5 %
Dioxyde de soufre SO2	150 ppm
Argon Ar	70 ppm
Vapeur d'eau H2O	20 ppm
Monoxyde de carbone CO	17 ppm
Hélium He	12 ppm
Néon Ne	7 ppm
Chlorure d'hydrogène HCl	0,1–0,6 ppm
Fluorure d'hydrogène HF	0,001–0,005 ppm
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L'atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhaïl Lomonossov. Elle est plus dense et épaisse que celle de la Terre. La température et la pression à la surface sont respectivement de 740 K (soit environ 470 °C) et 93 bar. Des nuages opaques faits d'acide sulfurique se trouvent dans l'atmosphère, rendant l'observation optique de la surface impossible. Les informations concernant la topographie de Vénus ont été obtenues exclusivement par image radar. Les principaux gaz atmosphériques de Vénus sont le dioxyde de carbone et l'azote. Les autres composants sont présents seulement sous forme de traces.

L'atmosphère de Vénus est en état de super-rotation. La totalité de l'atmosphère accomplit une circumvolution de la planète en seulement quatre jours terrestres, plus rapide que le jour sidéral de Vénus de 243 jours terrestres. Les vents soufflent à près de 100 m/s. Près de chaque pôle se trouve une structure anticyclonique appelée vortex polaire. Chaque vortex a deux centres et présente une forme en S caractéristique.

Contrairement à la Terre, Vénus n'a pas de champ magnétique. C'est l'ionosphère qui sépare l'atmosphère de l'espace et du vent solaire. Cette couche ionisée protège Vénus du champ magnétique stellaire, donnant à Vénus un environnement magnétique distinct. Les gaz plus légers dont l'eau sont continuellement détruits par le vent solaire traversant la magnétosphère. On pense actuellement que l'atmosphère de Vénus était, il y a quatre milliards d'année, semblable à celle de la Terre avec de l'eau liquide à la surface. L'effet de serre peut avoir été causé par l'évaporation de l'eau ce qui aurait ensuite entrainé l'augmentation de la quantité d'autres gaz à effet de serre.

Malgré les conditions difficiles existant à la surface, la pression et la température atmosphérique à environ 50 km au-dessus de la surface de la planète sont presque les mêmes que celles de la la Terre, faisant de sa haute atmosphère la zone la plus semblable aux conditions terrestres dans le système solaire, même plus que la surface de Mars.
Du fait de la similitude de pression et de température et du fait que l'air tel que nous le respirons (21 % oxygène, 78 % azote) est un gaz ayant une portance par rapport à l'air sur Vénus, de la même façon que l'hélium sur Terre ; la haute atmosphère vénusienne a été proposée comme point de départ pour l'exploration et la colonisation de la planète.

Structure et composition

Composition

L'atmosphère de Vénus est principalement composée de dioxyde de carbone, avec un peu d'azote et des traces d'autres composés. La quantité d'azote dans l'atmosphère est relativement faible par rapport à la quantité de dioxyde de carbone, mais puisque l'atmosphère vénusienne est plus épaisse que l'atmosphère terrestre, la quantité d'azote totale est quatre fois supérieure à celle de la Terre (où l'azote représente 78 % de l'atmosphère).

L'atmosphère contient de petites quantités de composés intéressants, tel que des molécules contenant de l'hydrogène, comme le chlorure d'hydrogène HCl et le fluorure d'hydrogène HF. On y trouve également du monoxyde de carbone CO, de la vapeur d'eau H₂O et aussi de l'oxygène moléculaire O₂. Une grande partie de l'hydrogène H₂ de la planète semble s'être échappé dans l'espace, le reste ayant formé de l'acide sulfurique H₂SO₄ et du sulfure d'hydrogène H₂S. Par conséquent, l'hydrogène se trouve en quantité relativement limitée dans l'atmosphère vénusienne. La perte de quantités significatives d'hydrogène est prouvée par un ratio D/H très élevé dans l'atmosphère. Le ratio est de 0,025, ce qui est plus élevé que le ratio terrestre de 1,6×10^-4. De plus, dans la haute atmosphère de Vénus le ratio D/H est 1,5 fois plus important que partout ailleurs sur la planète.

Structure

L'atmosphère vénusienne peut grossièrement se diviser en trois parties :

Les deux premières parties regroupent ce qui serait la Troposphère :

• la basse atmosphère (lower haze region), entre 0 et 48 km d'altitude, qui est relativement éclairée. Le soleil n'y est visible que sous la forme d'un halo orangé dans les nuages ;

• la couche nuageuse (cloud region), épaisse (près de 37 km). Ces nuages s'étendent entre 31 et 68 km d'altitude (rappelons que nos nuages culminent à 10 km). Cette couche nuageuse opaque réfléchit la lumière solaire, ce qui explique la brillance de Vénus et empêche d'observer directement le sol vénusien depuis la Terre. La couche nuageuse peut se subdiviser en trois autres couches :
  • la couche inférieure ou basse (lower cloud region), de 31 à 51 km. De 31 à 48 km d'altitude, l'atmosphère est qualifiée de « brumeuse » à cause de la faible quantité de particules d'acide sulfurique qu'elle contient. Ces nuages d'acide sulfurique sont visibles depuis le sol comme des rubans de vapeur jaunis par l'acide qu'ils contiennent. De 48 à 51 km d'altitude, se trouve la couche la plus dense de l'atmosphère vénusienne, où dominent principalement de grosses particules de soufre (liquides comme solides) ;
  • la couche centrale ou principale (middle cloud region) de 51 à 52 km d'altitude, relativement claire ;
  • la couche supérieure ou haute (upper cloud region), de 52 à 68 km d'altitude. De 52 à 58 km d'altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d'acides sulfurique et chlorhydrique ainsi que des particules de soufre (liquides comme solides). Les gouttelettes d'acide sulfurique sont en solution aqueuse, constituées à 75 % d'acide sulfurique et à 25 % d'eau. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d'altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace. Ce sont ces cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence si « laiteuse » depuis la Terre ;

La troisième partie est traitée dans la section concernant la Haute atmosphère et ionosphère :

• la haute atmosphère (upper haze region), entre 68 et 90 km d'altitude, qui est tout à fait claire.

Troposphère

L'atmosphère est divisée en plusieurs sections suivant l'altitude. La partie la plus dense, la troposphère, commence à la surface et s'étend jusqu'à près de 65 km. À la surface les vents sont lents, mais au plus haut de la troposphère la température et la pression sont similaires à celle de la Terre et les nuages vont à la vitesse de 100 m/s.

La pression atmosphérique à la surface de Vénus est 92 fois plus importante que sur Terre, où une telle pression n'existe qu'à 910 mètres sous la surface des océans. La masse totale atmosphérique est de 4,8×10²⁰ kg, soit 93 fois la masse de l'atmosphère terrestre. La pression à la surface de Vénus est si élevée que le dioxyde de carbone n'est techniquement plus un gaz, mais un fluide supercritique. La densité de l'air à la surface est de 67 kg/m³, ce qui est 6,5 % de celle de l'eau liquide sur Terre.

La grande quantité de CO₂ combiné à la vapeur d'eau et le dioxyde de soufre SO₂ génèrent un fort effet de serre, retenant l'énergie solaire et augmentant le température à la surface à près de 740 K (467 °C), ce qui fait de Vénus la planète la plus chaude du système solaire, bien que la planète ne reçoive que 25 % de l'énergie solaire reçu par Mercure. La température moyenne de surface est bien supérieure à celle des points de liquéfaction du plomb 600 K (327 °C), de l'étain 505 K (232 °C), et du zinc 693 K (420 °C). L'épaisse troposphère réduit aussi la différence de température existant entre le jour et la nuit, bien que la rotation rétrograde de la planète crée un jour solaire de 116,5 jours terrestres. La surface de Vénus reste 58,3 jours dans l'obscurité nocturne avant que le Soleil ne se lève à nouveau perpétuellement caché par les nuages.

Hauteur (km)	Temp. (°C)	Pression atmosphérique (x la Terre)
0	462	92.10
5	424	66.65
10	385	47.39
15	348	33.04
20	306	22.52
25	264	14.93
30	222	9.851
35	180	5.917
40	143	3.501
45	110	1.979
50	75	1.066
55	27	0.5314
60	−10	0.2357
65	−30	0.09765
70	−43	0.03690
80	−76	0.004760
90	−104	0.0003736
100	−112	0.00002660

La troposphère de Vénus contient 99 % de la masse de l'atmosphère. 90 % de l'atmosphère de Vénus se trouve entre la surface et 28 km d'altitude, en comparaison, 90 % de l'atmosphère de la Terre se trouve en la surface et 10 km de haut. Les nuages, se trouvant sur la face plongée dans la nuit vénusienne, peuvent s'élever à 80 km au-dessus de la surface.

La région de la troposphère la plus similaire à la Terre est proche de la tropopause — la frontière entre la troposphère et la mésosphère qui se trouve à environ 50 km d'altitude. D'après les sondes Magellan et Venus Express, la région comprise entre 52,5 et 54 km a une température allant de 293 K (20 °C) à 310 K (37 °C), et la région au-dessus de 49,5 km a une pression atmosphérique correspondant à la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer. Les 50 à 54 km au-dessus de la surface serait donc l'endroit où les installations permettant une exploration habitée de la planète ou l'établissement d'une colonie seraient les plus faciles car un vaisseau habité serait capable de compenser les différences de températures et de pressions.

Circulation

La couche nuageuse vénusienne effectue une rotation complète (le tour de la planète) en 4,2 jours terrestres. Ce mouvement de convection naturelle, qui s'effectue d'est en ouest (c'est donc un mouvement rétrogrades au sens où les vents soufflent dans la direction opposée à la révolution de la planète autour du Soleil), est appelé super-rotation. Ces vents sont créés par le gradient barométrique et les forces centrifuges causant des flux zonaux (En comparaison, la circulation de l'atmosphère terrestre est générée par l'équilibre géostrophique).
Le mouvement de super-rotation s'amorce vers 10 km d'altitude, puis s'amplifie régulièrement jusqu'à 65 km, où les vents à l'équateur atteignent des vitesses de l'ordre de 540 km/h. À partir de là, la vitesse des vents décroît de 3 m/s/km pour s'annuler vers 95 km. De même elle décroit suivant la latitude, atteignant probablement zéro aux pôles.

En d'autre mots, ces vents font le tour de la planète plus rapidement qu'elle ne tourne sur elle même (cinquante fois plus vite que le sol). Toutefois au niveau du sol les vents n'atteignent pas plus de quelques kilomètres par heure (généralement moins de 2 m/s), mais du fait de la densité importante de l'atmosphère (un dixième de celle de l'eau à la surface) cette vitesse est suffisante pour éroder, et déplacer de la poussière et des rochers comme le ferait un ruisseau à une telle vitesse sur Terre.

Cette super-rotation a probablement influé la rotation de Vénus. En effet, la masse atmosphérique de Vénus est de l'ordre du dix-millième de la masse de la planète. Il y aurait eu un échange de vitesse entre la planète et son atmosphère pour conserver le moment cinétique total.

De plus la température est quasiment constante et uniforme à la surface de la planète (sur la face éclairée comme sur la face cachée), assurée par les vents qui la balayent et qui permettent une répartition uniforme de la chaleur. Ceci explique donc l'écart si faible entre les températures observables. Ainsi, pendant les nuits vénusiennes d'environ 58 jours (terrestres), la température diminue très peu. Toutefois, il n'en est pas de même en altitude, où l'atmosphère est bien plus légère : à 100 km, la température varie quand même de +29 °C le jour à -143 °C la nuit.

L'air chaud remonte au niveau de l'équateur, là où le réchauffement solaire se concentre, et afflue aux pôles. Ce phénomène est appelé cellules de Hadley. Toutefois, ce phénomène ne se manifeste qu'en deçà de ±60° de latitude. Là, l'air commence à redescendre vers l'équateur sous les nuages. Cette interprétation de la circulation de l'air est prouvée par la distribution du monoxyde de carbone aux alentours de ±60° de latitude. Plus au nord un autre type de circulation est observé. Il y a, au niveau des latitudes comprises entre 60° et 70°, des "cols polaires". Ils sont caractérisés par des températures allant de 30 à 40 K ce qui est relativement bas par rapport à d'autres latitudes. De telles températures sont probablement dues à un rafraîchissement adiabatique.

Des structures étranges connues sous le nom de vortex polaires ont été observées. Ce sont des tempêtes semblables à des ouragans géants (quatre fois plus grands que leurs analogues terrestres). Chacun de ces vortex a deux centres autour desquels ils tournent prenant la forme d'un "S". De tels structures sont appelés des dipôles polaires. Les vortex tournent sur une période d'environ 3 jours dans le sens de la super-rotation de l'atmosphère. La vitesse des vents est de 35 à 50 m/s sur leurs bords extérieurs et est nulle aux pôles. La température au sommet des nuages constituant les vortex est de près de 250 K (-23 °C).

Le premier vortex de Vénus (celui du pôle Nord) fut découvert par la mission Pioneer Venus en 1978. Le deuxième vortex de Vénus (au pôle Sud) fut découvert en 2006 par Venus Express.

Haute atmosphère et ionosphère

La mésosphère de Vénus s'étend de 65 km à 120 km d'altitude, et la thermosphère commence à environ 120 km, atteignant probablement la limite supérieure de l'atmosphère (exosphère) entre 220 et 350 km. L'exosphère est la partie de l'atmosphère où les collisions entre particules sont rares, considérées comme négligeables.

La mésosphère de Vénus peut être divisée en deux couches: la plus basse, de 62 à 73 km et la couche supérieure entre 73 et 95 km. Dans la couche basse la température est presque toujours de 230 K (-43 °C). Cette couche coïncide avec la couche nuageuse supérieure. Dans la seconde couche la température recommence à baisser atteignant 165 K (-108 °C) à l'altitude de 95 km, où la mésopause commence. C'est la région la plus froide de l'atmosphère vénusienne durant le jour.

La circulation dans la haute mésosphère et la thermosphère de Vénus est complètement différente de la circulation dans la basse atmosphère. Aux altitudes de 90–150 km, l'air vénusien se déplace de la partie ensoleillée vers la partie située dans l'obscurité, avec la remontée de l'air du côté éclairé et une chute de l'air du côté sombre. Le courant descendant de la partie sombre entraine un réchauffement adiabatique de l'air, ce qui forme une couche chaude dans la partie nocturne de la mésosphère aux altitudes de 90–120 km. La température dans cette région (230 K soit -43 °C) est plus élevée que la température que l'on trouve ailleurs dans la thermosphère (100 K soit -173 °C). L'air provenant de la face éclairée de la planète apporte aussi des atomes d'oxygène, qui après recombinaison forment des molécules d'oxygène singulet (¹Δ_g) qui émettent, par relaxation, des photons à 1,27 μm de longueur d'onde, dans l'infrarouge. La partie non-éclairée de la haute mésosphère et thermosphère de Vénus est source d'émissions non-ETL (Équilibre thermodynamique local) de molécules de CO₂ et de NO, qui sont responsables des basses températures de cette partie de la thermosphère.

La sonde Venus Express a montré grâce à l'occultation stellaire que la brume atmosphérique s'étendait plus haut du côté obscur que du côté ensoleillé. Sur cette dernière la couche nuageuse a une épaisseur de 20 km et s'étend jusqu'à 65 km, tandis que sur la face obscure la couche de nuages atteint les 90 km d'altitude — jusque dans la mésosphère, allant jusqu'à 105 km sous la forme d'une brume translucide.

Vénus a une ionosphère situé entre 120 et 300 km d'altitude. L'ionosphère coïncide presque avec la thermosphère. Les hauts niveaux d'ionisation sont maintenus seulement du côté éclairé de la planète. Du côté non-éclairé les électrons ne sont presque pas présents. L'ionosphère de Vénus se compose de trois couches principales : la première de 120 à 130 km, la seconde entre 140 et 160 km et la troisième entre 200 et 250 km. Il y a probablement une couche intermédiaire vers 180 km. La densité maximum d'électrons de 3×10¹¹ m⁻³ est atteinte dans la seconde couche au point subsolaire. La limite nord de l'ionosphère — l'ionopause — est comprise entre une altitude de 220 et 375 km. L'ion principal des deux premières couches est l'ion O₂⁺, et dans la troisième les ions O⁺ dominent.

Magnétosphère

Vénus est connue pour son absence de champ magnétique. La raison de cette absence n'est pas connue, mais est probablement liée à la rotation de la planète ou au manque de convection dans le manteau. Vénus a seulement une magnétosphère induite formé par le champ magnétique solaire transporté dans le vent solaire. Ce processus consiste dans le fait que le champ magnétique frappe un obstacle — ici Venus. La magnétosphère de Vénus a une onde de choc, une magnétogaine, et une magnétopause .

Au point subsolaire l'onde de choc se trouve à 1 900 km (0,3 R_v, où R_v est le rayon de Vénus) au-dessus de la surface de Vénus. Cette distance a été mesuré en 2007 lors d'une activité solaire minimum. Lors de l'activité solaire maximum cette distance peut être plus importante. La magnétopause se trouve à une altitude de 300 km. La limite supérieure de l'ionosphère (ionopause) est proche de 250 km d'altitude. Entre la magnétopause et l'ionopause il existe une barrière magnétique — un champ magnétique localisé — qui empêche le plasma solaire de pénétrer profondément dans l'atmosphère de la planète, au moins lors de l'activité solaire minimum. Le champ magnétique de cette barrière atteint les 40 nT. La magnétoqueue s'étend jusqu'à 10 rayons de la planète. C'est la région la plus active de la magnétosphère vénusienne. Il y a des recombinaisons et des accélérations de particules dans la queue. L'énergie produite par les électrons et les ions dans la magnétoqueue est respectivement de 100 eV et de 1 000 eV.

À cause de l'absence de champ magnétique, le vent solaire pénètre relativement profondément dans l'exosphère de la planète et causes des pertes atmosphériques. Les pertes se font principalement via la magnétoqueue. Actuellement les pertes d'ions principales sont celle de O⁺, H⁺ et de He⁺. Le ratio des pertes d'hydrogène sur oxygène s'approche de 2 (i.e. Stœchiométrie) indique les pertes d'eau.