L’atmosphère de Vénus

CompositionEdit

L’atmosphère de Vénus est composé de 96.5% de dioxyde de carbone, de 3,5% d’azote, et des traces d’autres gaz, notamment de dioxyde de soufre., La quantité d’azote dans l’atmosphère est relativement faible par rapport à la quantité de dioxyde de carbone, mais parce que l’atmosphère est tellement plus épaisse que celle de la Terre, sa teneur totale en azote est environ quatre fois supérieure à celle de la Terre, même si sur Terre l’azote représente environ 78% de l’atmosphère.

l’atmosphère contient une gamme de composés en petites quantités, y compris certains à base d’hydrogène, tels que le chlorure d’hydrogène (HCl) et le fluorure d’hydrogène (HF). Il y a aussi du monoxyde de carbone, de la vapeur d’eau et de l’oxygène atomique., L’hydrogène est relativement rare dans l’atmosphère Vénusienne. Une grande quantité d’hydrogène de la planète aurait été perdue dans l’espace, le reste étant principalement lié à l’acide sulfurique (H2SO4). La perte de quantités importantes d’hydrogène est prouvée par un rapport D–H très élevé mesuré dans l’atmosphère vénusienne. Le rapport est d’environ 0,015-0,025, ce qui est 100-150 fois plus élevé que la valeur terrestre de 1,6×10-4. Selon certaines mesures, dans la haute atmosphère de Vénus, le rapport D/H est 1,5 plus élevé que dans l’atmosphère en vrac.,

en septembre 2020, il a été annoncé que la phosphine, un biomarqueur potentiel indiquant la présence de vie, avait été détectée dans L’atmosphère de Vénus. Aucune source abiotique connue présente sur Vénus n’a pu produire de phosphine dans les quantités détectées.

la réanalyse des données de Pioneer Venus en 2020 a révélé qu’une partie du chlore et toutes les caractéristiques spectrales du sulfure d’hydrogène sont plutôt liées à la phosphine, ce qui signifie une concentration de chlore plus faible que prévu et une non-détection du sulfure d’hydrogène.,

dans une préimpression mise à disposition en octobre 2020, une réanalyse des mesures spectrales infrarouges archivées en 2015 n’a révélé aucune phosphine dans l’atmosphère vénusienne, plaçant une limite supérieure pour la concentration de phosphine à 5 parties par milliard en volume-un quart de la valeur spectroscopique rapportée en septembre).

fin octobre 2020, l’examen du traitement des données utilisé dans la publication originale de septembre 2020, a révélé une erreur d’interpolation résultant en plusieurs raies parasites, y compris la caractéristique spectrale de la phosphine., La réanalyse des données avec l’algorithme fixe n’entraîne pas la détection de la phosphine ou la détecte avec une concentration beaucoup plus faible de 1ppb.

TroposphereEdit

L’atmosphère est divisée en un certain nombre de sections en fonction de l’altitude. La partie la plus dense de l’atmosphère, la troposphère, commence à la surface et s’étend jusqu’à 65 km., À la surface de la fournaise, les vents sont lents, mais au sommet de la troposphère, la température et la pression atteignent des niveaux semblables à ceux de la Terre et les nuages prennent de la vitesse à 100 m/s (360 km/h).

La Pression atmosphérique à la surface de Vénus est environ 92 fois celle de la terre, semblable à la pression trouvée 900 m (3,000 ft) sous la surface de l’océan. L’atmosphère a une masse de 4.,8×1020 kg, environ 93 fois la masse de l’atmosphère totale de la Terre. La densité de l’air à la surface est de 67 kg/m3, soit 6,5% de l’eau liquide sur Terre. La pression trouvée à la surface de Vénus est suffisamment élevée pour que le dioxyde de carbone ne soit techniquement plus un gaz, mais un fluide supercritique. Ce dioxyde de carbone supercritique forme une sorte de mer qui couvre toute la surface de Vénus. Cette mer de dioxyde de carbone supercritique transfère très efficacement la chaleur, tamponnant les changements de température entre la nuit et le jour (qui durent 56 jours terrestres).,

la grande quantité de CO2 dans l’atmosphère ainsi que la vapeur d’eau et le dioxyde de soufre créent un fort effet de serre, piégeant l’énergie solaire et élevant la température de surface à environ 740 K (467 °C), plus chaude que toute autre planète du système solaire, même celle de Mercure bien qu’étant située plus loin du Soleil et ne recevant que 25% de l’énergie solaire (par unité de surface). La température moyenne à la surface est supérieure aux points de fusion du plomb (600 K, 327 °C), de l’étain (505 K, 232 °C) et du zinc (693 K, 420 °C)., La troposphère épaisse fait également la différence de température entre le jour et la nuit, même si la lente rotation rétrograde de la planète fait qu’un seul jour solaire dure 116,5 jours terrestres. La surface de Vénus passe 58,3 jours dans l’obscurité avant que le soleil se lève à nouveau derrière les nuages.

la troposphère de Vénus contient 99% de l’atmosphère en masse. Quatre-vingt-dix pour cent de L’atmosphère de Vénus se trouve à moins de 28 km de la surface; en comparaison, 90% de l’atmosphère de la Terre se trouve à moins de 10 km de la surface., À une hauteur de 50 km, La Pression atmosphérique est approximativement égale à celle à la surface de la Terre. Du côté nocturne de Vénus, des nuages peuvent encore être trouvés à 80 km au-dessus de la surface.

l’altitude de la troposphère la plus semblable à la Terre est proche de la tropopause—la limite entre la troposphère et la mésosphère. Il est situé légèrement au-dessus de 50 km. Selon les mesures des sondes Magellan et Venus Express, l’altitude de 52,5 à 54 km a une température comprise entre 293 K (20 °C) et 310 K (37 °C), et l’altitude à 49.,5 km au-dessus de la surface est l’endroit où la pression devient la même que la Terre au niveau de la mer. Comme les navires habités envoyés vers Vénus seraient capables de compenser les différences de température dans une certaine mesure, n’importe où entre 50 et 54 km environ au-dessus de la surface serait l’altitude la plus facile pour fonder une exploration ou une colonie, où la température serait dans la plage cruciale « eau liquide » de 273 K (0 °C) à 323 K (50 °C) et la pression atmosphérique la même que les régions habitables de la Terre., Comme le CO2 est plus lourd que l’air, l’air de la colonie (azote et oxygène) pourrait maintenir la structure flottante à cette altitude comme un dirigeable.

Circulationmodifier

La circulation dans la troposphère de Vénus suit le flux dit cyclostrophique. Ses vitesses de vent sont à peu près déterminées par l’équilibre du gradient de pression et des forces centrifuges dans un écoulement presque purement zonal. En revanche, la circulation dans l’atmosphère terrestre est régie par l’équilibre géostrophique., Les vitesses du vent de Vénus ne peuvent être mesurées directement que dans la troposphère supérieure (tropopause), entre 60 et 70 km d’altitude, ce qui correspond au pont nuageux supérieur. Le mouvement des nuages est généralement observé dans la partie ultraviolette du spectre, où le contraste entre les nuages est le plus élevé. Les vitesses linéaires du vent à ce niveau sont d’environ 100 ± 10 m/s à moins de 50° de latitude. Ils sont rétrograde dans le sens où ils soufflent dans le sens de la rotation rétrograde de la planète. Les vents diminuent rapidement vers les latitudes plus élevées, atteignant finalement zéro aux pôles., De tels vents forts au sommet des nuages provoquent un phénomène connu sous le nom de super-rotation de l’atmosphère. En d’autres termes, ces vents à grande vitesse encerclent la planète entière plus rapidement que la planète elle-même ne tourne. La super-rotation sur Vénus est différentielle, ce qui signifie que la troposphère équatoriale super-tourne plus lentement que la troposphère aux latitudes moyennes. Les vents ont également un fort gradient vertical. Ils déclinent profondément dans la troposphère avec un taux de 3 m/s par km. Les vents près de la surface de Vénus sont beaucoup plus lents que sur Terre., En fait, ils ne se déplacent qu’à quelques kilomètres à l’heure (généralement moins de 2 m/s et avec une moyenne de 0,3 à 1,0 m/s), mais en raison de la densité élevée de l’atmosphère à la surface, cela est encore suffisant pour transporter la poussière et les petites pierres à travers la surface, un peu

tous les vents sur Vénus sont finalement entraînés par convection. L’air chaud monte dans la zone équatoriale, où le chauffage solaire est concentré et s’écoule vers les pôles. Un tel renversement de la troposphère à l’échelle presque planétaire est appelé circulation de Hadley. Cependant, les mouvements d’air méridionaux sont beaucoup plus lents que les vents zonaux. La limite de poleward de la cellule de Hadley à L’échelle de la planète sur Vénus est proche de ±60° latitudes., Ici, l’air commence à descendre et retourne à l’équateur sous les nuages. Cette interprétation est étayée par la distribution du monoxyde de carbone, qui est également concentré au voisinage de ±60° de latitudes. Poleward de la cellule de Hadley un schéma de circulation différent est observé. Dans la plage de latitude 60°-70° froid polaire colliers existent. Ils sont caractérisés par des températures environ 30-40 K plus basses que dans la haute troposphère aux latitudes voisines. La température plus basse est probablement causée par la remontée de l’air qui s’y trouve et par le refroidissement adiabatique qui en résulte., Une telle interprétation est soutenue par les nuages plus denses et plus élevés dans les colliers. Les nuages se trouvent à 70-72 km d’altitude dans les cols—environ 5 km plus haut qu’aux pôles et aux basses latitudes. Une connexion peut exister entre les colliers froids et les jets de latitudes moyennes à grande vitesse dans lesquels les vents soufflent aussi vite que 140 m/s. de tels jets sont une conséquence naturelle de la circulation de type Hadley et devraient exister sur Vénus entre 55-60° de latitude.

des structures étranges appelées tourbillons polaires se trouvent dans les colliers polaires froids. Ce sont des tempêtes géantes ressemblant à des ouragans quatre fois plus grandes que leurs analogues terrestres., Chaque vortex a deux « yeux » -les centres de rotation, qui sont reliés par des structures nuageuses distinctes en forme de S. De telles structures à double œil sont également appelées dipôles polaires. Les tourbillons tournent avec la période d’environ 3 jours dans le sens de la super-rotation générale de l’atmosphère. Les vitesses linéaires du vent sont de 35-50 m / s près de leurs bords extérieurs et nulles aux pôles. La température au sommet des nuages dans chaque vortex polaire est beaucoup plus élevée que dans les colliers polaires voisins, atteignant 250 K (-23 °C)., L’interprétation conventionnelle des tourbillons polaires est qu’ils sont des anticyclones avec une descente au centre et une remontée dans les cols polaires froids. Ce type de circulation ressemble à un vortex anticyclonique polaire d’hiver sur Terre, en particulier celui trouvé au-dessus de l’Antarctique. Les observations dans les différentes fenêtres atmosphériques infrarouges indiquent que la circulation anticyclonique observée près des pôles pénètre jusqu’à 50 km d’altitude, c’est-à-dire jusqu’à la base des nuages., La polaire haute troposphère et la mésosphère sont extrêmement dynamique; de grands nuages brillants peuvent apparaître et disparaître en l’espace de quelques heures. Un de ces événements a été observé par Venus Express entre le 9 et le 13 janvier 2007, lorsque la région polaire sud est devenue plus lumineuse de 30%. Cet événement a probablement été causé par une injection de dioxyde de soufre dans la mésosphère, qui s’est ensuite condensée, formant une brume brillante. Les deux yeux dans les tourbillons doivent encore être expliqués.

le premier vortex sur Vénus a été découvert au pôle Nord par la mission Pioneer Venus en 1978. Une découverte du deuxième grand vortex « à double œil » au pôle Sud de Vénus a été faite à l’été 2006 par Venus Express, ce qui n’a pas été surprenant.,

Les Images de L’orbiteur Akatsuki ont révélé quelque chose de similaire aux vents du courant-jet dans la région des nuages bas et moyens, qui s’étend de 45 à 60 kilomètres d’altitude. La vitesse du vent a été maximisée près de l’Équateur. En septembre 2017, les scientifiques de la JAXA ont nommé ce phénomène « jet équatorial vénusien ».

haute atmosphère et ionosphèremodifier

la mésosphère de Vénus s’étend de 65 km à 120 km de hauteur, et la thermosphère commence à environ 120 km, atteignant finalement la limite supérieure de l’atmosphère (exosphère) à environ 220 à 350 km., L’exosphère commence lorsque l’atmosphère devient si mince que le nombre moyen de collisions par molécule d’air est inférieur à un.

la mésosphère de Vénus peut être divisée en deux couches: la plus basse entre 62-73 km et la plus haute entre 73-95 km. Dans la première couche, la température est presque constante à 230 K (-43 °C). Cette couche coïncide avec le pont supérieur du nuage. Dans la deuxième couche, la température recommence à diminuer, atteignant environ 165 K (-108 °C) à l’altitude de 95 km, où commence la mésopause. C’est la partie la plus froide de L’atmosphère diurne vénusienne., Dans la mésopause diurne, qui sert de frontière entre la mésosphère et la thermosphère et est située entre 95-120 km, la température augmente à une valeur constante—environ 300-400 K (27-127 °C)—prévalant dans la thermosphère. En revanche, la thermosphère vénusienne de nuit est l’endroit le plus froid de Vénus avec une température aussi basse que 100 K (-173 °C). Il est même appelé un cryosphère.

Les schémas de circulation dans la haute mésosphère et la thermosphère de Vénus sont complètement différents de ceux de la basse atmosphère., À des altitudes de 90-150 km, L’air vénusien se déplace du côté jour au côté nuit de la planète, avec une montée sur l’hémisphère ensoleillé et une descente sur l’hémisphère sombre. Le downwelling au-dessus du nightside provoque un chauffage adiabatique de l’air, qui forme une couche chaude dans la mésosphère nightside aux altitudes 90-120 km. La température de cette couche – 230 K (-43 °c)—est beaucoup plus élevée que la température typique de la thermosphère nocturne—100 K (-173 °c)., L’air qui circule du côté de la journée transporte également des atomes d’oxygène qui, après recombinaison, forment des molécules excitées d’oxygène à l’état singulet à longue durée de vie (1Δg), qui se détendent ensuite et émettent un rayonnement infrarouge à la longueur d’onde 1,27 µm. Ce rayonnement de la plage d’altitude 90-100 km est souvent observé depuis le sol et les engins spatiaux. La mésosphère supérieure et la thermosphère nocturnes de Vénus sont également la source d’émissions d’équilibre thermodynamique non locales de CO2 et de molécules d’oxyde nitrique, responsables de la basse température de la thermosphère nocturne.,

la sonde Venus Express a montré par occultation stellaire que la brume atmosphérique s’étend beaucoup plus haut du côté nuit que du côté jour. Côté jour le cloud pont a une épaisseur de 20 km et s’étend jusqu’à environ 65 km, tandis que sur le côté nocturne les nuages sous la forme d’une brume épaisse atteint jusqu’à 90 km d’altitude et ce, jusqu’à la mésosphère, continue encore à 105 km de la transparence de la brume. En 2011, la sonde spatiale a découvert que Vénus avait une mince couche d’ozone à une altitude de 100 km.

Vénus a une ionosphère étendue située à des altitudes 120-300 km., L’ionosphère coïncide presque avec la thermosphère. Les niveaux élevés d’ionisation ne sont maintenus que sur le côté jour de la planète. Au cours de la nuit, la concentration des électrons est presque nulle. L’ionosphère de Vénus est constituée de trois couches: v1 entre 120 et 130 km, v2 entre 140 et 160 km et v3 entre 200 et 250 km. Il peut y avoir une couche supplémentaire près de 180 km. La densité maximale du volume d’électrons (nombre d’électrons dans une unité de volume) de 3×1011 m−3 est atteinte dans la couche v2 près du point subsolaire., La limite supérieure de l’ionosphère (l’ionopause) est située à des altitudes 220-375 km et sépare le plasma d’origine planétaire de celui de la magnétosphère induite. La principale espèce ionique dans les couches v1 et v2 est l’ion O2+, tandis que la couche v3 est constituée d’ions O+. On observe que le plasma ionosphérique est en mouvement; la photoionisation solaire côté jour et la recombinaison ionique côté nuit sont les processus principalement responsables de l’accélération du plasma aux vitesses observées., Le flux plasmatique semble suffisant pour maintenir l’ionosphère nocturne à un niveau de densité d’ions médian observé ou près de celui-ci.

Induite magnetosphereEdit

Vénus est connu pour ne pas avoir un champ magnétique. La raison de son absence n’est pas du tout claire, mais elle peut être liée à une intensité réduite de convection dans le manteau vénusien., Vénus n’a qu’une magnétosphère induite formée par le champ magnétique du Soleil porté par le vent solaire. Ce processus peut être compris comme les lignes de champ s’enroulant autour d’un obstacle—Vénus dans ce cas. La magnétosphère induite de Vénus a un choc d’Arc, magnétosheath, magnétopause et magnétotail avec la feuille actuelle.

Au Point subsolaire, le choc d’étrave se trouve à 1900 km (0,3 Rv, où Rv est le rayon de Vénus) au-dessus de la surface de Vénus. Cette distance a été mesurée en 2007 près du minimum d’activité solaire. Près du maximum d’activité solaire, il peut être plusieurs fois plus éloigné de la planète., La magnétopause est située à l’altitude de 300 km. La limite supérieure de l’ionosphère (ionopause) est proche de 250 km. Entre la magnétopause et l’ionopause, il existe une barrière magnétique—une amélioration locale du champ magnétique, qui empêche le plasma solaire de pénétrer plus profondément dans l’atmosphère vénusienne, au moins près du minimum d’activité solaire. Le champ magnétique dans la barrière atteint jusqu’à 40 nT. La magnétosphère continue jusqu’à dix rayons de la planète. C’est la partie la plus active de la magnétosphère vénusienne. Il y a des événements de reconnexion et une accélération des particules dans la queue., Les énergies des électrons et des ions dans le magnétotail sont respectivement d’environ 100 eV et 1000 eV.

en raison de l’absence de champ magnétique intrinsèque sur Vénus, le vent solaire pénètre relativement profondément dans l’exosphère planétaire et provoque une perte importante de l’atmosphère. La perte se produit principalement via le magnétotail. Actuellement, les principaux types d’ions perdus sont O+, H+ et He+. Le rapport entre les pertes d’hydrogène et d’oxygène est d’environ 2 (c’est-à-dire presque stœchiométrique) indiquant la perte continue d’eau.