L’atmosphère de Vénus : composition et physico-chimie

1. L’atmosphère de Vénus : composition et physico-chimie par Thomas Widemann Observatoire de Paris/LESIA T. Widemann Obs. Paris/LESIA

2. Planète sœur de la Terre Plan T. Widemann Obs. Paris/LESIA

3. Rayon 6051,8 km = 0,949 Rt Masse 0,815 fois la Terre Demi-grand axe 0,723 UA Peu inclinée sur plan orbite (2,6°) Année sidérale, période 224,7 jours 7 mois et demi terrestres Rotation diurne rétrograde, période 243,02 jour 8 mois terrestres -> 116 jours ou 4 mois terrestres entre le lever et le coucher du soleil sur Vénus Période synodique jours - Période séparant deux conjonctions inférieures 5 x  ≈ 8 années terrestres : une conjonction inférieure se reproduit environ à la même date du calendrier terrestre, tous les huit ans. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

4. Vénus Terre Mars Demi-grand axe de l’orbite (106 km) 108,21 149,60 227,92 Demi-grand axe de l’orbite (UA) 0,723 1,000 1,524 Période sidérale orbitale (en années) 0,62 1,000 1,88 Période sidérale orbitale (en jours) 224,701 365,256 686,980 Distance maximale à la Terre (UA) 0,277 - 0,524 Diamètre angulaire max/min (") 65,2/9,5 - 25,7/3,5 Période de rotation (en jours) 243,0185 0,997269 1,025956 Période de rotation (en heures) 5832,444 23,93446 24,62294 Masse (1024 kg) 4,8685 5,9742 0,64185 Masse (Terre = 1) 0,815 1,000 0,107 Rayon équatorial moyen (km) 6051,84 6378,14 3397 Rayon équatorial moyen (Terre =1) 0,949 1,000 0,533 Aplatissement 0.000 0,00335 0,00648 Nombre de satellites naturels 0 1 2 Nom des satellites naturels - Lune Phobos, Deimos Densité moyenne (kg m-3) 5243 5515 3933 Pesanteur à l'équateur (m s-2) 8,87 9,78 3,69 Pesanteur à l’équateur (Terre = 1) 0,907 1,000 0,377 Vitesse de libération (km s-1) 10,36 11,186 5,03 T. Widemann Obs. Paris/LESIA

5. L’inclinaison de l’orbite de Vénus et sa période synodique T. Widemann Obs. Paris/LESIA (Double-cliquer sur l’image pour démarrer l’animation)

6. L’atmosphère de Vénus T. Widemann Obs. Paris/LESIA

7. La plus massive des atmosphères telluriques Atmosphères de Vénus la Terre Mars Pression moy. à la surface (bar) 92 1,013 0,006 Température moy. à la surface (K) 733 288 215 Température moy. à la surface (°C) 460 15 -58 Masse de l’atmosphère (kg) 4,77 1020 5,30 1018 1016 Poids moléculaire moyen (unité de masse atomique) 43,44 28,98 43,49 Constituants principaux (> 1%) Vénus Terre Mars CO2 96,5 % N2 78,9 % CO2 95,3 % N2 3,5 % O2 20,9 % N2 2,7 % H2O < 4 % Ar 1,6 % Principaux constituants minoritaires SO2 150 ppm Ar 0,93 % H2O 0,03 % Ar 70 ppm CO2 350 ppm Ne 2,5 ppm H2O 30 ppm Ne 18 ppm Kr 0,3 ppm T. Widemann Obs. Paris/LESIA

8. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

9. Température et effet de serre sur Vénus Température effective Te 231 K 255 K 210 K Température de surface T 733 K 288 K 218 K Surcroît de température T - Te dû à l'effet de serre + 502 K + 33 K + 8 K • Environ 70 % de l'énergie solaire incidente est déposée à z > 60 km, seulement 15 % à la surface. • Présence de CO2, mais également SO2 et H2O en quantités relativement importantes (de l'ordre de 50 et 200 ppm à z = 60 km) explique le surcroît de température dû à l'effet de serre (+505 K, contre +35 K pour la Terre et + 6 K pour Mars), le CO2 contribue mais présente des fenêtres assez larges entre ses bandes d'absorption. • L’épaisse couche nuageuse de Vénus réfléchit environ 75 % de l’énergie solaire incidente. La température de surface résulte de l’énergie transmise mais également de l’énergie rayonnée par le sol et des propriétés radiatives de l’atmosphère. . T. Widemann Obs. Paris/LESIA

10. L’albédo de Vénus et la composition chimique de l’atmosphère La couleur jaune pâle de Vénus résulte d'une absence relative de lumière solaire réfléchie dans la partie bleue-violette du spectre. Les mesures spectroscopiques de l'albédo de Vénus, c'est-à-dire de la lumière solaire réfléchie, font apparaître une absorption par l'atmosphère de Vénus dans toute la région s'étendant de 200 à 350 nm environ.Ces absorptions nous renseignent sur la nature des constituants présents dans la haute atmosphère, qui à ce jour ne sont pas tous identifiés. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

11. La super-rotation de l’atmosphère • La perturbation trouve son origine à 0 <  < 30°, transporte du moment cinétique. L'équilibre est obtenu par le mouvement moyen zonal. • Au sommet des nuages (50 mb) la rotation est en moyenne de 4 jours. Le phénomène s'amorce vers 10 km d'altitude (vh ≈ 10 km h-1), s'amplifie régulièrement jusqu'à 65 km ( vh = 540 km h-1), pour décroître ensuite et s'annuler vers 95 km, dans la mésosphère (70-110 km). • L'équilibre selon un méridien, des forces s'exerçant sur l'atmosphère est dit « cyclostrophique », Sur une parcelle d'air en mouvement zonal, la composante horizontale, dirigée vers l'équateur, de la force d'entraînement est équilibrée par le gradient de force de pression, dirigé vers le pôle, en l'absence d'accélération de Coriolis (f = 2sin ≈ 0). T. Widemann Obs. Paris/LESIA

12. Y a-t-il eu un océan sur Vénus ? Ces quelques points résument les différentes étapes possibles de la formation de l’atmosphère de Vénus : • Dégazage de l’intérieur de la planète en formation, résultat de la fusion partielle des roches et de la constitution d’un noyau. • quantités comparables d’oxydes de carbone, celui-ci étant sur Terre principalement présent dans les roches et les sédiments (carbonates), tandis que sur Vénus ces gaz se sont accumulés dans l’atmosphère du fait de l’absence d’eau à l’état liquide. • Les quantités globales d’espèces azotées sont également voisines pour les deux planètes. • Vénus, située plus près du soleil, étant soumise à un chauffage radiatif plus intense que sur Terre, la température de surface résultant de l’atmosphère primitive a contraint l’eau à demeurer en phase gazeuse, amplifiant encore l’effet de serre. • L’eau aurait ensuite été perdue par photodissociation, puis par l’échappement gravitationnel de l’hydrogène comme en témoigne le fort enrichissement en deutérium de l’atmosphère. Il n’est pas établi si, lors des phases primitives de l’évolution de l’atmosphère de Vénus, l’eau aurait pu se maintenir à l’état liquide en surface. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

13. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

14. Physico-chimie de la formation des nuages Les réactions de formation des nuages sont d'origine photochimique, localisées dans la moyenne et la haute atmosphère. La synthèse photochimique de H2SO4 a lieu dans une mince couche de 2 km environ centrée à 62 km La photodissociation du CO2 a lieu pour< 202 nm. L'oxygène atomique transforme SO2 en anhydride sulfureux SO3 lequel, en absorbant activement la vapeur d'eau, forme l'acide sulfurique H2SO4. Concentration de H2SO4 dans les gouttelettes de l'ordre de 80 à 85 %. CO2 CO + O O + SO2 SO3 SO3 + H2O H2SO4 Les gouttelettes forment une pluie (≈ 1 mm s-1) et s’évaporent aux plus basses altitudes, avec transformation thermochimique inverse (z = 40 km) H2SO4 H2O + SO3 SO3 + CO SO2 + CO2 T. Widemann Obs. Paris/LESIA

15. Historique : la mission Véga vers Vénus et la comète de Halley (1984-1986) • survol de Vénus et de la comète de Halley • - largage d’un module de descente dans l’atmosphère de Vénus (côté nuit) • deux sondes jumelles T. Widemann Obs. Paris/LESIA

16. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

17. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

18. Géochimie et réaction des constituants atmosphériques avec le sol de Vénus T. Widemann Obs. Paris/LESIA

19. Si l'on suppose le gaz carbonique en équilibre thermochimique avec le sol (calcite CaCO3) , on obtient par le calcul une pression de l'ordre de 100 bars à 460°C, comparable à la pression mesurée. L'abondance de O2 semble réglée par l'équilibre pyrite (Fe-S2)-anhydrite (CaSO4). Les gaz H2O et CO2, atmosphériques ou effusifs, réagissent avec la pyrite pour former COS et H2S, ainsi qu'un oxyde de fer : par réaction minérale FeS2 + 2H2O  FeO + 2H2S + 1/2O2 FeS2 + 2CO2 FeO + 2COS + 1/2O2 Ces gaz vont enrichir le cycle atmosphérique du SO2, qui réagit avec les constituants du sol, et notamment les carbonates : 4SO2 + 2O2 + 4CaCO3 4CaSO4 + 4CO2 FeS2 pouvant être reconstitué par la réaction 4CaSO4 + 2FeO + 4CO2 2FeS2 + 4CaCO3 + 7O2 T. Widemann Obs. Paris/LESIA

20. La récurrence des transits de Vénus Nœud descendant 1518 (4-5 juin) -1526 (2 juin) 1761 (6 juin) -1769 (3-4 juin) 2004 (8 juin) -2012 (5-6 juin) 2247 (11 juin) -2255 (9 juin) 2490 (12 juin) -2498 (10 juin) Nœud ascendant 1631(7 déc.) -1639 (4 déc.) 1874 (9 déc.) -1882 (6 déc.) 2117 (10 déc.) -2125 (8 déc.) 2360 (12-13 déc.) -2368 10 déc.) T. Widemann Obs. Paris/LESIA

21. • Pour un observateur terrestre, les conjonctions inférieures de Vénus se succèdent à raison de 5 en 8 ans (P. synodique 583.92 jours = 1.598 ans ≈ 1,6 ans et 5 x 1.6 = 8) - Les conjonctions «  sautent 2 branches successives du pentagone, dans le sens direct ». • Ce pentagone se décale très lentement dans le sens direct (car 1.598 < 1.6) et il y aura le temps pour deux transits consécutifs, séparés de huit ans, lorsque l’une des branches se juxtaposera - pendant une décennie environ - avec l’un des cotés de la ligne des nœuds. • La juxtaposition alterne entre la ligne coté nœud descendant de juin (2 passages séparés de huit ans, puis une période de 105 ans 1/2) puis la ligne coté nœud ascendant de décembre (2 passages séparés de 8 ans, puis une période de 121 ans 1/2). • Sur la figure, on voit la branche inférieure du pentagone (1996) se rapprocher de la ligne des nœuds, coté juin (transits de 2004 et 2012). La suivante (notée 1998) se superposera à la ligne des nœuds côté décembre en 2117-2125, etc. T. Widemann Obs. Paris/LESIA

22. La Terre vue depuis Vénus au cours du passage du 8 juin 2004, premier contact au dernier contact) (Double-cliquer sur l’image pour démarrer l’animation) T. Widemann Obs. Paris/LESIA

23. (Le passage de Vénus du 8 juin 2004 - Double-cliquer sur l’image pour démarrer l’animation) T. Widemann Obs. Paris/LESIA