Atmosfera lui Venus

Atmosfera lui Venus
Imagine ilustrativă a articolului Atmosfera lui Venus
Norul atmosferei lui Venus dezvăluit de lumina ultravioletă. Forma caracteristică în V a norilor se datorează vânturilor mai rapide care suflă la ecuator.
Informații generale
Grosime 300,5 km
Presiune atmosferică 93 de bare
Masa 4,8 × 10 20 kg
Compoziția volumetrică
Dioxid de carbon CO 2 96,5%
Azot N 2 3,5%
Dioxid de sulf SO 2 150 ppm
Argon Ar 70 ppm
Vapori de apă H 2 O 20 ppm
CO monoxid de carbon 17 ppm
Helium He 12 ppm
Neon Ne 7 ppm
Clorură de hidrogen HCI 0,1-0,6 ppm
Fluorură de hidrogen HF 0,001-0,005 ppm

Atmosfera lui Venus a fost descoperit în 1761 de către rus Polymath Mihail Lomonosov . Este mai dens și mai cald decât cel al Pământului . Temperatura și presiunea la suprafață sunt respectiv 740  Kelvin  (466,85  ° C ) și 93  bari . Norii opaci din acid sulfuric se găsesc în atmosferă, ceea ce face imposibilă observarea optică a suprafeței. Informațiile referitoare la topografia lui Venus au fost obținute exclusiv prin imagine radar . Principalele gaze atmosferice ale lui Venus sunt dioxidul de carbon și azotul . Celelalte componente sunt prezente doar în cantități mici.

Atmosfera lui Venus se află într-o stare de super-rotație. Întreaga atmosferă completează o convoluție a planetei în doar patru zile de pe Pământ, mai rapid decât ziua siderală a lui Venus cu 243 de zile pe Pământ. Vânturile suflă cu aproape 100  m / s . Lângă fiecare pol se află o structură de înaltă presiune numită vortex polar. Fiecare vortex are două centre și are o formă caracteristică de S.

Spre deosebire de Pământ, Venus nu are câmp magnetic. Este ionosfera care separă atmosfera de spațiu și vântul solar . Acest strat ionizat protejează Venus de câmpul magnetic stelar , oferindu-i lui Venus un mediu magnetic distinct. Gazele mai ușoare, cum ar fi apa, sunt distruse continuu de vântul solar care trece prin magnetosferă . În prezent, se crede că atmosfera lui Venus era acum patru miliarde de ani similară cu cea a Pământului cu apă lichidă la suprafață. Efectul de seră ar fi putut fi cauzat de evaporarea apei, care ar fi dus la creșterea cantității de alte gaze cu efect de seră .

În ciuda condițiilor dure de la suprafață, presiunea atmosferică și temperatura la aproximativ 50  km deasupra suprafeței planetei sunt aproape aceleași cu cele de pe Pământ, făcând din atmosfera sa superioară zona cea mai asemănătoare cu condițiile. Terestre din sistemul solar , chiar mai mult de suprafața lui Marte .

Datorită similitudinii presiunii și temperaturii și a faptului că aerul pe măsură ce îl respirăm (21% dioxigen , 78% dinitrogen ) este un gaz care are o ridicare față de aerul de pe Venus, la fel ca heliul de pe Pământ, atmosfera venusiană superioară a fost propusă ca punct de plecare pentru explorarea și colonizarea planetei.

Structura și compoziția

Compoziţie

Atmosfera lui Venus este în mare parte dioxid de carbon , cu o parte din azot și urme ale altor compuși. Cantitatea de azot din atmosferă este relativ mică în comparație cu cantitatea de dioxid de carbon, dar din moment ce atmosfera venusiană este mai groasă decât atmosfera Pământului, cantitatea totală de azot este de patru ori mai mare decât cea a Pământului (unde azotul reprezintă 78% din atmosferă ).

Atmosfera conține cantități mici de compuși care conțin hidrogen , cum ar fi clorură de hidrogen HCI și fluorură de hidrogen HF. Există, de asemenea, monoxid de carbon CO, vapori de apă H 2 Oși, de asemenea, oxigen molecular O 2. O mare parte din hidrogen H 2a planetei pare să fi scăpat în spațiu, restul formând acid sulfuric H 2 SO 4și hidrogen sulfurat H 2 S. Prin urmare, hidrogenul se găsește în cantități relativ limitate în atmosfera venusiană. Pierderea unor cantități semnificative de hidrogen este evidențiată de un raport D / H foarte ridicat în atmosferă. Raportul este de 0,025, care este mai mare decât raportul terestru de 1,6 × 10 -4 . În plus, în atmosfera superioară a lui Venus, raportul D / H este de 1,5 ori mai mare decât în ​​orice altă parte a planetei. Observațiile spectrofotometrice efectuate cu un scaner la focarul Cassegrain al telescopului de 152 cm al Observatorului de Sud (ESO) de la La Silla în 1979 și 1980 au făcut posibilă demonstrarea prezenței moleculei de SO 2 în atmosfera Venusului.

Structura

Venusian Atmosfera poate fi aproximativ împărțit în trei părți:

Primele două părți grupează ceea ce ar fi troposfera  :

A treia parte este tratată în secțiunea privind atmosfera superioară și ionosfera  :

Troposfera

Atmosfera este împărțită în mai multe secțiuni în funcție de altitudine. Cea mai densă parte, troposfera , începe la suprafață și se extinde până la aproape 65  km deasupra nivelului mării. La suprafață, vânturile sunt lente, dar, în vârful troposferei, temperatura și presiunea sunt similare cu cele ale Pământului, iar norii merg cu o viteză de 100  m / s .

Presiunea atmosferică pe suprafața lui Venus este de 92 de ori mai mare decât pe Pământ, unde o astfel de presiune există la doar 910 metri sub suprafața oceanelor. Masa atmosferică totală este de 4,8 × 10 20  kg (480 milioane miliarde tone), care este de 93 de ori masa atmosferei Pământului și mai mult de o treime din masa oceanelor Pământului (1,4 miliarde miliarde tone) tone). Presiunea pe suprafața lui Venus este atât de mare încât dioxidul de carbon (CO 2) tehnic nu mai este un gaz, ci un fluid supercritic . Densitatea aerului la suprafață este de 67  kg / m 3 , ceea ce reprezintă 6,5% din cea a apei lichide de pe Pământ și de aproximativ 50 de ori densitatea aerului Pământului .

Cantitatea mare de CO 2combinat cu vapori de apă și dioxid de sulf (SO 2) generează un puternic efect de seră , reținând energia solară și ridicând temperatura suprafeței la aproape 740  K ( 467  ° C ), făcând din Venus cea mai fierbinte planetă din sistemul solar , deși planeta nu primește doar 25% din energia solară primită de Mercur . Temperatura medie a suprafeței este mult mai mare decât cea a punctelor de lichefiere a plumbului  : 600  K ( 327  ° C ); de staniu  : 505  K ( 232  ° C ); și zinc  : 693  K ( 420  ° C ). Troposfera groasă reduce, de asemenea, diferența de temperatură între zi și noapte, deși rotația retrogradă a planetei creează o zi solară de 116,5 zile pe Pământ. Suprafața lui Venus rămâne 58,3 zile în întuneric nocturn înainte ca răsăritul Soarelui să fie întotdeauna ascuns de nori.

Evoluția temperaturii și a presiunii în funcție de altitudine
Altitudine
(km) 		Temperatura
(° C) 		Presiunea atmosferică
(în atmosferă )
0 462 92.10
5 424 66,65
10 385 47,39
15 348 33.04
20 308 22,52
25 267 14,93
30 224 9.851
35 182 5.917
40 145 3.501
45 112 1,979
50 77 1,066
55 29 0,5314
60 −10 0,2357
65 −30 0,09765
70 −43 0,03690
75 −58 0,01363
80 −76 0,004760
85 −92 0,001393
90 −104 0,0003736
95 −105 0,0001016
100 −112 0,00002660

Troposfera Venus conține 99% din masa atmosferei. 90% din atmosfera lui Venus este între suprafață și 28  km deasupra nivelului mării, în comparație, 90% din atmosfera Pământului este între suprafață și 10  km înălțime. Norii, întinși pe față cufundați în noaptea venusiană, se pot ridica la 80  km deasupra suprafeței.

Regiunea troposferei cea mai asemănătoare cu Pământul este aproape de tropopauză - granița dintre troposferă și mezosferă care se află la aproximativ 50  km deasupra nivelului mării. Conform sondelor Magellan și Venus Express , regiunea cuprinsă între 52,5 și 54  km are o temperatură cuprinsă între 293  K ( 20  ° C ) și 310  K ( 37  ° C ), iar regiunea de peste 49, 5  km are o presiune atmosferică corespunzătoare presiunea atmosferică terestră la nivelul mării. Cei 50 până la 54  km deasupra suprafeței ar fi, prin urmare, locul în care facilitățile de explorare cu echipaj a planetei sau înființarea unei colonii ar fi cele mai ușoare, deoarece o navă echipată ar putea compensa diferențele în temperatură și presiune.

Circulaţie

Stratul de nori venusieni efectuează o rotație completă (în jurul planetei) în 4,2 zile de pe Pământ. Această mișcare de convecție naturală, care are loc de la est la vest (este deci o mișcare retrogradă în sensul că vânturile suflă în direcția opusă revoluției planetei din jurul Soarelui), se numește super-rotație. Aceste vânturi sunt create de gradientul barometric și de forțele centrifuge care provoacă fluxuri zonale (în comparație, circulația atmosferei Pământului este generată de echilibrul geostrofic ).

Miscarea super-rotativă începe la o altitudine de 10  km , apoi crește în mod regulat până la 65  km , unde vânturile de la ecuator ating viteze de aproximativ 540  km / h . De acolo, viteza vântului scade cu 3  m / s / km pentru a se anula la aproximativ 95  km . La fel, scade odată cu latitudinea, ajungând probabil la zero la poli.

Cu alte cuvinte, aceste vânturi înconjoară planeta mai repede decât se întoarce asupra sa (de cincizeci de ori mai rapid decât solul). Cu toate acestea, la nivelul solului, vânturile nu ating mai mult de câțiva kilometri pe oră (în general mai puțin de 2  m / s ), dar datorită densității mari a atmosferei (o zecime din cea a apei la suprafață), această viteză este suficientă pentru a eroda și a muta praful și rocile ca un pârâu la o astfel de viteză pe Pământ.

Această super-rotație a influențat probabil rotația lui Venus. Într-adevăr, masa atmosferică a lui Venus este de ordinul zecimii din masa planetei. Ar fi existat un schimb de viteză între planetă și atmosfera sa pentru a menține impulsul unghiular total.

În plus, temperatura este aproape constantă și uniformă pe suprafața planetei (atât pe partea iluminată, cât și pe partea ascunsă), asigurată de vânturile care o mătură și care permit o distribuție uniformă a căldurii. Prin urmare, aceasta explică diferența mică între temperaturile observabile. Astfel, în timpul nopților venusiene de aproximativ 58 de zile (terestre), temperatura scade foarte puțin. Cu toate acestea, nu este același lucru la altitudine, unde atmosfera este mult mai ușoară: la 100  km , temperatura variază încă de la +29  ° C în timpul zilei până la -143  ° C noaptea.

Aerul fierbinte se ridică la nivelul ecuatorului, unde încălzirea solară este concentrată și curge către poli. Acest fenomen se numește celule Hadley . Cu toate acestea, acest fenomen se manifestă doar sub ± 60 ° latitudine. Acolo, aerul începe să coboare spre ecuator sub nori. Această interpretare a circulației aerului este dovedită de distribuția monoxidului de carbon în jur de ± 60 ° latitudine. Mai la nord, se observă un alt tip de circulație. Există, la latitudini cuprinse între 60 ° și 70 °, „gulere polare”. Acestea se caracterizează prin temperaturi cuprinse între 30 și 40  K , care este relativ scăzută în comparație cu alte latitudini. Astfel de temperaturi se datorează probabil răcirii adiabatice .

Au fost observate structuri ciudate, cunoscute sub numele de vortexuri polare . Sunt furtuni uriașe de tip uragan (de patru ori mai mari decât analogii lor terestri). Fiecare dintre aceste vârtejuri are două centre în jurul cărora se învârt, luând forma unui „S”. Astfel de structuri se numesc dipoli polari. Vârtejurile se rotesc pe o perioadă de aproximativ 3 zile în direcția super-rotației atmosferei. Viteza vântului este de la 35 la 50  m / s pe marginile lor exterioare și este zero la poli. Temperatura din partea de sus a norilor care constituie vârtejurile este de aproape 250  K ( -23  ° C ).

Primul vârtej al lui Venus (cel al Polului Nord) a fost descoperit de misiunea Pioneer Venus în 1978 . Al doilea vârtej al lui Venus (la Polul Sud) a fost descoperit în 2006 de Venus Express.

Atmosfera superioară și ionosfera

Mezosferei Venus se întinde de la 65  kilometri De la 120  kilometri De deasupra nivelului mării, iar Termosferei începe la aproximativ 120  kilometri De , probabil , atingând limita superioară a atmosferei (exosferei) între 220 și 350  kilometri De . Exosferei este partea din atmosferă unde ciocnirile dintre particule sunt rare, considerate neglijabile.

Mezosfera Venus poate fi împărțită în două straturi: cel inferior, 62-73  km, iar cel superior, 73-95  km . În stratul inferior temperatura este aproape întotdeauna 230  K ( -43  ° C ). Acest strat coincide cu stratul de nor superior. În al doilea strat temperatura începe să scadă din nou, ajungând la 165  K ( -108  ° C ) la o altitudine de 95  km , de unde începe mezopauza . Este cea mai rece regiune a atmosferei venusiene în timpul zilei.

Circulația în mezosferei superioară și Termosferei lui Venus este complet diferit de circulația în atmosfera inferioară. La altitudini de 90-150  km , aerul venusian se deplasează din partea însorită în partea întunecată, cu aerul care se ridică pe partea luminoasă și aerul care cade pe partea întunecată. Curentul descendent de la capătul întunecat provoacă încălzirea adiabatică a aerului, formând un strat cald în partea nocturnă a mezosferei la altitudini de 90-120  km . Temperatura din această regiune ( 230  K sau -43  ° C ) este mai mare decât temperatura găsită în altă parte în termosferă ( 100  K sau -173  ° C ). Aerul de pe fața iluminată a planetei aduce și atomi de oxigen, care după recombinare formează molecule de oxigen singlet ( 1 Δ g ) emitând, prin relaxarea fotonilor la 1,27  microni de undă lungime , în infraroșu . Partea neluminată a mezosferei superioare și a termosferei Venus este o sursă de emisii non- ETL (echilibru termodinamic local) de molecule de CO 2 .și NO , care sunt responsabile pentru temperaturile scăzute din această parte a termosferei.

Sonda Venus Express a arătat prin ocultarea stelară că ceața atmosferică se extinde mai sus pe partea întunecată decât pe partea însorită. Pe acesta din urmă, stratul de nori are o grosime de 20  km și se extinde până la 65  km , în timp ce pe partea întunecată stratul de nori atinge o altitudine de 90  km - până la mezosferă, urcând până la 105  km km sub forma unei cețe translucide. .

Venus are o ionosferă situată între 120 și 300  km deasupra nivelului mării. Ionosfera aproape coincide cu termosfera. Nivelurile ridicate de ionizare sunt menținute numai pe partea luminoasă a planetei. Pe partea neiluminată, electronii sunt cu greu prezenți. Ionosfera Venus este alcătuită din trei straturi principale: primul între 120 și 130  km , al doilea între 140 și 160  km și al treilea între 200 și 250  km . Probabil că există un strat intermediar în jur de 180  km . Densitatea electronică maximă de 3 × 10 11  m -3 este atinsă în al doilea strat la punctul subsolar . Limita superioară a ionosferei - ionopauza - este între o altitudine de 220 și 375 km. Principalul ion al primelor două straturi este O 2 + ion , iar în al treilea garniturile + ionii domina.

Magnetosfera

Venus este cunoscută pentru lipsa unui câmp magnetic . Motivul acestei absențe nu este cunoscut, dar este probabil legat de rotația planetei sau de lipsa de convecție în manta . Venus are doar o magnetosferă indusă formată din câmpul magnetic solar transportat în vântul solar . Acest proces constă în faptul că câmpul magnetic lovește un obstacol - aici Venus. Magnetosfera lui Venus are o undă de șoc , un magnetosheath și o magnetopauză .

În punctul subsolar, unda de șoc este la 1.900  km (0,3  R v , unde R v este raza lui Venus) deasupra suprafeței lui Venus. Această distanță a fost măsurată în 2007 în timpul activității solare minime. În timpul activității solare maxime, această distanță poate fi mai mare. Magnetauza este situată la o altitudine de 300  km . Limita superioară a ionosferei (ionopauză) este aproape de 250  km altitudine. Între magnetopauză și ionopauză există o barieră magnetică - un câmp magnetic localizat - care împiedică penetrarea plasmei solare adânc în atmosfera planetei, cel puțin în timpul activității solare minime. Câmpul magnetic al barierei ajunge la 40  n T . Magnetoceue se extinde până la 10 raze ale planetei. Este cea mai activă regiune a magnetosferei venusiene. Există recombinații și accelerații ale particulelor în coadă. Energia produsă de electroni și ioni în magnetocase este de 100  eV și 1000  eV, respectiv .

Din cauza lipsei unui câmp magnetic, vântul solar pătrunde relativ adânc în exosfera planetei și provoacă pierderi atmosferice. Pierderile se fac în principal prin magnetoceue. În prezent, principalele pierderi de ioni sunt cele ale O + , H + și He + . Raportul dintre pierderile de hidrogen și oxigen se apropie de 2 (adică stoechiometrie ) indică pierderi de apă.

Condiții atmosferice și climatice

Venus prezintă un climat infernal datorită multor factori (principalul factor fiind gradientul său de presiune, gazele reci din atmosfera superioară suferă o compresie brutală pe măsură ce se apropie de suprafață crescându-și drastic temperatura). Mai cald în sistemul solar cu temperaturi care pot depăși 480  ° C la suprafață, pe măsură ce condițiile se schimbă odată cu urcarea în atmosferă. Astfel, la 50 de kilometri altitudine, temperaturile sunt cuprinse între 0 și 50 de grade.

Nori

Norii venusieni sunt groși și compuși din dioxid de sulf și picături de acid sulfuric. Acești nori reflectă 75% din lumina soarelui care ajunge la ei.

Acoperirea cu nori este de așa natură încât doar o mică parte a luminii poate trece prin ea și atinge suprafața, iar nivelul luminii este de doar aproximativ 5.000  lux cu o vizibilitate de trei kilometri. La acest nivel, puțină sau deloc energie solară poate fi colectată de o sondă. Umiditatea la acest nivel este de 0,1%.

Acidul sulfuric este produs în atmosfera superioară prin acțiunea fotochimică a Soarelui asupra dioxidului de carbon , a dioxidului de sulf și a vaporilor de apă . De fotoni ultraviolete de o lungime de undă mai mică de 169  nm poate photodissociate dioxidul de carbon în monoxid de carbon și un atom de oxigen . Un atom de oxigen este foarte reactiv: atunci când reacționează cu dioxidul de sulf formează trioxid de sulf , care se poate combina cu vapori de apă pentru a forma acid sulfuric.

CO 2 → CO + O SO 2 + O → SO 3 SO 3 + H 2 O → H 2 SO 4

Ploile de acid sulfuric nu ajung niciodată la sol (vezi mai jos).

Virga

Ploile frecvente venusiene de acid sulfuric (H 2 SO 4 ) nu ajung niciodată la sol, dar se evaporă din cauza căldurii înainte de a ajunge la suprafață, acest fenomen este cunoscut sub numele de virga . Lăsând între 48 și 58 km altitudine (deci stratul de nori), aceste picături de acid, care ajung la aproximativ 30  km altitudine, vor întâlni temperaturi astfel încât să se evapore în cele din urmă. Gazele rezultate din evaporare se ridică apoi pentru a umple norii .

De fapt, acidul sulfuric se evaporă în jur de 300  ° C  ; dar în jurul acestei temperaturi se descompune în apă, oxigen și dioxid de sulf. Aceste gaze sunt produse de picăturile de peste 300  ° C , atât de bine înainte de a ajunge la sol (la 470  ° C ).

Furtuni

Norii Venus pot produce fulgere roșii (până la 25 pe secundă) la fel ca norii de pe Pământ. Existența acestor fulgere a făcut mult timp obiectul unor controverse de la detectarea lor de către sonda Venera. Cu toate acestea, în 2006–2007 Venus Express a detectat unde electromagnetice, a căror cauză este atribuită fulgerului. În mod similar, sonda Venus Pioneer chiar a înregistrat vuietul aproape permanent al tunetului , un zumzet constant provocat de o atmosferă venusiană foarte densă și care, prin urmare, crește propagarea sunetului .

Când sonda Cassini-Huygens a zburat peste Venus de două ori înainte de a pleca spre Saturn , toate emisiile venite din Venus au fost înregistrate pentru a detecta posibilele șocuri electrice . Dar nu s-a detectat absolut nimic. În prezent sunt acceptate trei ipoteze: fie nu există în cele din urmă furtuni în atmosfera lui Venus, fie sunt de o sută de ori mai slabe decât pe Pământ (și, prin urmare, nu au putut fi înregistrate), ori sunt extrem de rare și nu au avut loc în timpul zborurilor sonda.

Oamenii de știință spun că lipsa fulgerelor nu este o surpriză. Într-adevăr, descărcările electrice sunt create de mișcările verticale ale maselor de nori. Cu toate acestea, am văzut mai sus că circulația atmosferică venusiană are loc în principal pe orizontală.

Apă

La fel ca Pământul , Venus a avut odată cantități mari de apă (vorbim despre oceane); cu toate acestea, acest lucru s-a evaporat complet din cauza apropierii lui Venus de Soare (Venus este de 1,38 ori mai aproape de Soare decât Pământul) și astfel primește aproape de două ori (1,91) fluxul de energie primit de Pământ. Vaporii de apă, un agent cunoscut al efectului de seră extrem de activ, au făcut ca clima venusiană să devină sălbatică. Acum, clima lui Venus este foarte uscată.

Vaporii de apă trebuie să fi fost disociați de radiațiile ultraviolete solare, așa cum se întâmplă și astăzi.

În plus, scoarța venusiană trebuie să se fi uscat în profunzime, vaporii de apă prezenți în prezent trebuie să provină din această degazare reziduală.

Acest lucru trebuie să fi împiedicat apariția tectonicii de plăci asemănătoare Pământului, care ar fi putut avea loc pe Venus dacă ar fi cunoscut (și ar continua să aibă) un climat asemănător Pământului cu oceane. Într-adevăr, pe Pământ scoarța este constant hidratată (și răcită) la coloana vertebrală de către apa din oceane. În absența apei și cu temperaturi ridicate, scoarța venusiană nu poate avea subducție, așa că Venus a dezvoltat o singură tectonică de plăci.

Temperatura

Conform tabelului următor , temperatura de pe suprafața lui Venus este foarte ridicată și variază foarte puțin.

Temperatura
în grade Celsius 		Temperatura
în Kelvin
Temperatura aparentă radiativă (din spațiu) −43  ° C 230 K
Creșterea temperaturii datorită efectului de seră 505  ° C 778 K
Temperatura medie (la sol) 462  ° C 735 K
Temperatura maximă 482  ° C 755 K
Temperatura minimă 446  ° C 719 K

Aceste temperaturi nu rezultă direct din apropierea Soarelui: de fapt, stratul gros de nori venusieni reflectă aproape 65% de lumină incidentă (solară). Astfel, fluxul net de energie solară la nivelul solului este mai mic decât cel primit de Pământ (vezi tabelul următor).

Venus Pământ
Constanta solara 2620 W / m 2 1367 W / m 2
Fluxul net de energie solară la suprafață 367 W / m 2 842 W / m 2

Dioxidul de carbon, principalul component al atmosferei venusiene, este principalul responsabil pentru efectul de seră asupra Venusului. Dar contribuie și acoperirea cu nori, vaporii de apă, chiar dacă este în cantități mici, și dioxidul de sulf.

Efectul de seră datorat atmosferei venusiene este astfel de aproape 505  ° C împotriva numai 33  ° C pentru Pământ. Acesta este motivul pentru care suprafața lui Venus este în prezent mai caldă decât cea a lui Mercur , deși Venus este aproape de două ori (1.869) mai departe de Soare decât Mercur .

Posibilitatea vieții

Dintre organismele vii , cunoscute pentru extremofile , există pe Pământ, preferă habitate cu condiții extreme. Organismele termofile și hipertermofile se înmulțesc la temperaturi care ating punctul de fierbere al apei, organismele acidofile se înmulțesc la pH 3 sau mai mic, poliextremofilii pot supraviețui unui număr de condiții extreme și multe organisme de acest tip există pe Pământ.

Cu toate acestea, viața ar putea exista în afara acestei zone extreme, cum ar fi în vârfurile norilor, la fel ca unele bacterii terestre care trăiesc și se reproduc în norii Pământului și s-a considerat de mai multe ori că astfel de fenomene ar putea exista pe Venus. Orice microb din atmosfera groasă și tulbure ar putea fi protejat de radiația solară de către sulful din aer.

Analizele datelor colectate de misiunile Venera, Pioneer și Magellan au arătat prezența atât a hidrogenului sulfurat (H 2 S), cât și a dioxidului de sulf (SO 2 ) în atmosfera superioară, precum și a oxisulfurii de carbon (COS). Primele două gaze reacționează între ele. În plus, oxisulfura de carbon se remarcă prin faptul că este extrem de dificil de produs prin mijloace anorganice. Prin urmare, această componentă ar putea fi considerată ca un posibil indicator al vieții.

În septembrie 2020, o echipă de cercetători a anunțat că a descoperit urme de fosfină , o potențială biosemnătură , dar prezența organismelor vii rămâne foarte ipotetică.

Evoluţie

Datorită studiilor de nori și geologia suprafeței curente, combinată cu faptul că Soarelui luminozitate a crescut cu 25% în ultimii 3,8 miliarde de ani, oamenii de știință cred că acum atmosfera lui Venus în urmă miliarde de 4 ani de ani a fost mai aproape de acest a Pământului cu apă lichidă la suprafață. Efectul de seră a provocat probabil evaporarea apei de suprafață și creșterea ulterioară a nivelurilor de gaze cu efect de seră. Prin urmare, atmosfera lui Venus a atras atenția celor care studiază schimbările climatice pe Pământ.

Nu există nicio formă geologică pe planetă care să arate prezența apei în ultimele miliarde de ani. Cercetătorii sunt de acord că apa ar fi existat timp de 600 de milioane de ani la suprafață înainte de a se evapora, deși unii, precum David Grinspoon, cred că de data aceasta ar fi putut fi de 2 miliarde de ani.

Observații și măsurători de pe Pământ

Atmosfera superioară a lui Venus poate fi măsurată de pe Pământ pe măsură ce planeta trece în fața Soarelui, acest fenomen se numește tranzit astronomic . Ultimul tranzit al lui Venus a fost în 2012.

Folosind spectroscopia astronomică , oamenii de știință au putut analiza lumina soarelui care a trecut prin atmosfera planetei pentru a dezvălui substanțele chimice care o compun. Acest tranzit a fost o oportunitate având în vedere lipsa de informații despre stratul de atmosferă situat între 65 și 85 km. Tranzitul din 2004 a permis astronomilor să colecteze o cantitate mare de date utile nu numai pentru a determina compoziția atmosferei, ci și pentru a rafina tehnicile în căutarea planetelor extrasolare .

Un tranzit al lui Venus în fața Soarelui este un eveniment foarte rar, iar cel care a precedat tranzitul din 2004 a fost în 1882 . Ultimul a avut loc în 2012 și următorul nu va fi cel puțin 105 ani mai târziu, în 2117 .

Explorări trecute, actuale și viitoare

Venus Express a orbitat în jurul lui Venus până la sfârșitul anului 2014, sondând atmosfera din ce în ce mai profund folosind imagini cu infraroșu în partea spectrului cuprinsă între 1–5  µm .

Sonda Akatsuki, lansată în 2010, a Agenției Japoneze de Explorare Aerospațială (JAXA) , urma să studieze planeta timp de doi ani, inclusiv structura și activitatea atmosferei. În urma unui incident, sonda se află în prezent pe orbită, dar nu își poate îndeplini misiunea. Una dintre cele cinci camere ale sale, numită „IR2”, ar trebui să poată analiza atmosfera planetei sub stratul său gros de nori, pe lângă analiza mișcării și componentelor sale. Cu o orbită cuprinsă între 300 și 60.000  km , sonda ar fi putut face fotografii ale planetei la altitudine mică și ar fi trebuit să poată confirma prezența vulcanilor activi și a fulgerelor.

Explorări anulate

Venus In Situ Explorer , propus de Programul de noi frontiere de la NASA , a fost un proiect de senzor care ar putea ajuta la înțelegerea proceselor care duc la schimbările climatice.

O altă navă spațială, numită Venus Mobile Explorer , fusese propusă de Venus Exploration Analysis Group (VEXAG) pentru a analiza compoziția și a face măsurători izotopice ale suprafeței și atmosferei, timp de 90 de zile.

Note

  1. Grosimea corespunde latitudinilor polare. Atmosfera este mai fină la ecuator - 65-67  km
  2. Deși Mercurul este aproape de două ori mai aproape de Soare decât Venus, are o temperatură medie mai mică decât cea din urmă; chiar și temperaturile sale maxime sunt mai scăzute.
  3. Este un albedo sferic. Albedo-ul geometric este de 85%.

Surse

Referințe

  1. Marov 2004 , p.  209–219
  2. Enciclopedia Britanică Online: Mihail Vasilievici Lomonosov
  3. Suprafața lui Venus
  4. Hakan și colab. 2007 , p.  629–632
  5. (ro) Trăsături sud-polare pe Venus similare cu cele din apropierea polului nord
  6. (ro) Atmosferele de seră fugace și umede și evoluția Pământului și Venus
  7. Landis 2003 , p.  1193–1198
  8. Norii și atmosfera lui Venus, Institutul de Mecanică Celestă și Calculul Efemeridei
  9. (ro) Un strat cald în criosfera lui Venus și măsurători la altitudine mare ale HF, HCl, H2O și HDO
  10. Lovelock 1979
  11. Hua CT, Courtès G. și Nguyen-Huu-Doan, Detectarea moleculei de SO2 în atmosfera lui Venus: Mesagerul - ESO 1979 , Contul Academiei de Științe, 288, seria B, 187.
  12. Jean-Eudes Arlot, Le Passage de Vénus , EDP Sciences ( ISBN  978-2-7598-0128-2 , prezentare online )
  13. (en) Structura atmosferei medii și a ionosferei lui Venus
  14. (în) Charles Q. Choi , „  Venus devine mai ciudat: CO 2oceanele pot avea suprafața acoperită [Venus devine mai bizar: oceanele CO 2of may have (re) covered (its) surface]  ” [html], pe Space.com , postat pe 28 decembrie 2014(accesat la 30 mai 2015 )
  15. pagina 3.
  16. Zboară peste lumea înnorată - actualizări științifice de la Venus Express
  17. (în) Venus Atmosphere Profile and Pressure Profiles
  18. (ro) Zbor atmosferic pe Venus, de Anthony Colozza; și Christopher LaMarre, a 40-a întâlnire și expoziție în științe aerospațiale sponsorizată de Institutul American de Aeronautică și Astronautică din Reno (Nevada) în perioada 14-17 ianuarie 2002
  19. (în) Praful pe suprafața lui Venus
  20. (în) Primele imagini Venus Express VIRTIS Peel Away Clouds Planet
  21. (în) Vârtej dublu la Polul Sud al lui Venus dezvăluit!
  22. magnetosfere planetare
  23. Zhang, Delva și Baumjohann 2007 , p.  654-656
  24. Pierderea ionilor din Venus prin trezirea plasmatică
  25. (în) Pagina de informații despre Venit 2004 , Venus Pământ și Marte, NASA
  26. (în) F. Taylor și D. Grinspoon , „  Climate Evolution of Venus  ” , Journal of Geophysical Research: Planets , vol.  114, n o  E9,2009( ISSN  2156-2202 , DOI  10.1029 / 2008JE003316 , citit online , consultat la 13 februarie 2020 ).
  27. (ro) Compoziția chimică a atmosferei lui Venus
  28. (în) Rezultatele sondei Venus Venera 13 și 14
  29. (în) Paul Rincon, "  Planeta Venus: Pământului răul geamăn '  ' pe news.bbc.co.uk ,7 noiembrie 2005(accesat la 23 mai 2020 ) .
  30. Russell, Zhang și Delva 2007 , p.  661-662
  31. https://www.futura-sciences.com/planete/dossiers/climatologie-tout-savoir-effet-serre-1954/page/13/ Saturarea efectului de seră: exemplul lui Venus
  32. http://userpages.irap.omp.eu/~vgenot/M2/effet_serre_10.pdf Efect de seră pe Venus Marte și Pământ
  33. (în) Viața pe Venus
  34. (în) Astrobiologie: cazul pentru Venus Journal of The British Interplanetary Society
  35. (în) Jane S. Greaves și colab., "  Gaz fosfină în punțile de nor din Venus  " , Nature Astronomy ,Septembrie 2020( DOI  10.1038 / s41550-020-1174-4 ).
  36. Jean-Loup Delmas, "  Urme de fosfină pe Venus:" Continuăm să împingem limitele posibilităților viețuitoarelor "  " , pe 20minutes.fr ,15 septembrie 2020.
  37. (în) Implicații ale Evolution Solar pentru atmosfera timpurie a Pământului
  38. (în) Venus era în viață?, Semnele sunt probabil acolo
  39. (ro) Atmosfera lui Venus va fi testată în timpul tranzitului solar rar
  40. (în) „  Omul de știință NCAR pentru a vedea atmosfera lui Venus în timpul tranzitului, căutarea vaporilor de apă este o planetă îndepărtată]  ” , Centrul Național de Cercetări Atmosferice și Oficiul de Programe UCAR,3 iunie 2004.
  41. (în) Venus Exploration Mission PLANET-C emisă de agenția Japan Aerospace Exploration
  42. (în) Programul Frontiere noi - Descrierea programului
  43. (ro) Venus Mobile Explorer -Descriere

Bibliografie

Complimente

Articole similare

linkuri externe