Planétologie/La planète Vénus

Vu de l'extérieur, Vénus est complètement cachée par une atmosphère tellement nuageuse qu'elle nous empêche de voir la surface ! Les missions d'exploration ont dû recourir à des analyses radar pour observer indirectement sa surface. Par contre, l'analyse de l'atmosphère est bien plus simple, vu que les mouvements des nuages trahissent les mouvements de l'air. L'analyse de la composition chimique de l'atmosphère est aussi assez simple, l'analyse de la lumière (spectroscopique) n'étant pas trop perturbée par les reflets de la surface. En conséquence, l'atmosphère de Vénus est assez bien connue, bien plus que sa surface.

Vénus

L'atmosphère de Vénus

La température et la pression à la surface de Vénus sont extrêmement importantes. L'épaisseur de l'atmosphère est très importante, au point qu'elle limite les variations de la température de surface. La température ne varie pas beaucoup entre l'équateur et les pôles, de même qu'entre le jour et la nuit ou entre saisons. De plus, la pression au sol atteint 9,3 MPa, soit 91,8 fois la pression atmosphérique terrestre ! Pour comparaison, cette pression est du même ordre que la pression sous-marine à une profondeur de 1 000 mètres. La température de surface est tout aussi hostile, variant de 450°C à de plus de 500°C. Ces conditions extrêmes sont liées à l'effet de serre et à la composition chimique de l'atmosphère. Ajoutons à cela que la planète est littéralement recouverte de nuages d'acide sulfurique et de dioxyde de soufre, et que les orages relativement « courants » donnent naissance à de splendides éclairs rougeâtres. De quoi légitimement qualifier Vénus d'« enfer céleste ».

La structure verticale de l'atmosphère de Vénus

L’atmosphère de Vénus est stratifiée en plusieurs couches, à l'image de ce que l'on observe sur Terre. Il est possible de subdiviser l'atmosphère à partir de la relation température-altitude. Mais on peut aussi utiliser d'autres critères, comme l'ionisation des molécules, pour subdiviser l'atmosphère de Vénus.

L'évolution de la température avec l'altitude est relativement claire et permet de découper l'atmosphère en quatre couches distinctes, similaires à celles observées sur Terre. En partant de la surface, la température baisse avec l’altitude dans la troposphère puis se stabilise au niveau de la tropopause. Au-delà de la tropopause, dans la mésosphère, la température diminue encore avec l'altitude mais à un rythme différent de la troposphère. La température remonte avec l'altitude dans la thermosphère. Il est important de remarquer qu'il n'y a pas de stratosphère sur Vénus, liée à l'absence de couche d'ozone. Par contre, la transition entre troposphère et mésosphère existe bel et bien et se voit quand on analyse la manière dont la température évolue avec l'altitude. Pour résumer, on peut diviser l’atmosphère vénusienne en plusieurs couches principales, comme suit :

Couche atmosphérique	Altitude	Comportement thermique	Opacité
Troposphère	De la surface du sol à 50-60 km d'altitude	Baisse de la température avec l'altitude.	Couche subdivisée en sous-couches claires et sous-couches denses et sombres.
Mésosphère	Base à 70 kilomètres d'altitude, plafond à 90-120 km.	Baisse de la température avec l'altitude, sauf à sa base.	Couche claire, transparente aux rayons solaires, non-ionisée, peu dense.
Thermosphère	Base à 90-120 km, plafond à 220-350 kilomètres.	Hausse de la température avec l'altitude.

L'état d'ionisation des molécules varie avec l'altitude. Avec ce critère, on peut distinguer l'ionosphère et le reste. Entre 115 km et 260 kilomètres d'altitude, les gaz atmosphériques s'ionisent, donnant naissance à une dernière couche : l'ionosphère. Le reste de l'atmosphère de Vénus n'est pas ionisé.

La circulation atmosphérique de Vénus

La circulation atmosphérique de Vénus est semblable à celle de la Terre, dans le sens où elle s'organise autour de courants de convection qui redistribuent la chaleur de l'équateur vers les pôles. Mais les courants de convection sont différents entre la troposphère et le reste de l'atmosphère.

Dans la haute atmosphère, il existe deux courants de convection qui vont de la face éclairée vers la face sombre, du jour à la nuit. Le Soleil chauffe la surface de la face éclairée et les courants de convection redistribuent cette chaleur vers la face non-éclairée. Rappelons que les nuits vénusiennes sont très longues : une nuit vénusienne dure autant que 58 jours terrestres. Pas étonnant donc que cette convection du jour vers la nuit se soit mise en place.

Dans la troposphère, les cellules de convection ont de l'équateur vers les pôles. L'équateur est chauffé plus efficacement que les pôles, en raison de l'inclinaison des rayons solaires (perpendiculaires à la surface au niveau de l'équateur et beaucoup incliné au niveau des pôles). Les mouvements d'airs redistribuent la chaleur de l'équateur vers les pôles, comme ce qu'on peut observer sur Terre. Mais à la différence de ce qu'on observe sur Terre, la vitesse de rotation de Vénus fait qu'il n'existe qu'une seule cellule de convection par hémisphère. Ces cellules s'arrêtent au niveau des pôles, qui sont entourés par des courants-jets polaires similaires à ceux observés sur Terre.

Circulation atmosphérique sur Venus.

La composition chimique de l'atmosphère de Vénus

La composition chimique de l’atmosphère vénusienne est illustrée dans le schéma ci-dessous. On voit qu'oxygène et eau y sont clairement minoritaires, l'atmosphère vénusienne étant surtout composée de dioxyde de carbone, de diazote et de vapeur d'eau. Les composés soufrés sont aussi très présents, notamment l'acide sulfurique et le dioxyde de soufre. À noter que l'acide sulfurique se forme quand le dioxyde de Soufre se combine avec de l'eau (sous forme vapeur). Ces derniers sont vraisemblablement émis par le volcanisme vénusien, autant lors des périodes récentes qu'anciennes. La majorité des composés soufrés se trouve actuellement dans les nuages. Les nuages vénusiens donnent naissance à de nombreuses pluies acides, chargées en acide sulfurique, mais qui s'évaporent avant de toucher la surface à cause des fortes températures.

Composition chimique de l'atmosphère de Venus.

Les molécules de l'air vénusien absorbent la lumière bleue, ce qui fait que l'atmosphère vénusienne a une couleur orange.

Une atmosphère riche en dioxyde de carbone

Vénus a une atmosphère plus riche en dioxyde de carbone que la Terre, alors que les deux planètes sont pourtant très semblables. Et diverses estimations nous disent que les deux planètes possèdent une quantité similaire de dioxyde de carbone. La différence est que celui-ci n'est pas réparti de la même manière entre l'atmosphère et la lithosphère.

Sur Terre, une partie du ${\ce {CO2}}$ est stocké dans l'atmosphère, une autre dans la biosphère, une autre dans les océans et une autre dans les roches de la croute. Le carbone passe d'un réservoir à l'autre, par divers mécanismes regroupés dans ce qu'on appelle le cycle du carbone. Une grande quantité de carbone est stocké sous la forme de carbonates ou d'énergie fossile (charbon, pétrole). La formation de ces roches est liée à la fabrication de matière organique par les êtres vivants, ou tout simplement à la présence d'eau liquide.

Sur Vénus, il n'y a pas de cycle de carbone du fait de l'absence d'eau et de vie, ce qui fait que la séquestration de ${\ce {CO2}}$ dans les roches est inexistante. En clair, tout le ${\ce {CO2}}$ se retrouve dans l'atmosphère de Vénus. La concentration en ${\ce {CO2}}$ de l'atmosphère de Vénus est donc plus grande que celle observée sur Terre.

Une faible teneur en oxygène moléculaire et en monoxyde de carbone

La teneur en ${\ce {O2}}$ de l'atmosphère de Vénus est extrêmement rare, alors qu'on devrait trouver le contraire. En théorie, le ${\ce {CO2}}$ est photolysé, c'est à dire cassé par le rayonnement solaire. La réaction chimique en question est la suivante :

${\ce {CO2 + photon -> CO + O}}$

L'oxygène libéré par la réaction est sous forme atomique. Or, les atomes d'oxygène se combinent pour donner une molécule d'oxygène. La réaction précédente peut donc se réécrire comme suit, pour en tenir compte :

${\ce {2 CO2 + photon -> 2 CO + O2}}$

Avec cette réaction, les données nous disent que l'on devrait trouver deux fois plus de ${\ce {CO}}$ que d'${\ce {O2}}$ dans l'atmosphère de Vénus, soit un ratio ${\ce {CO/O2}}$ de 2:1. Mais il n'en est rien ! Le ratio mesuré est bien plus élevé, d'environ 150, voire plus. La raison est que l'oxygène est éliminé de l'atmosphère de Vénus par divers mécanismes, dont le principal est la formation d'acide sulfurique, comme nous allons le voir immédiatement.

La formation d'acide sulfurique

Ce n'est pas marqué dans les schémas ci-dessus, mais l'atmosphère de Vénus contient beaucoup d'acide sulfurique. Celui-ci se forme au sommet de l'atmosphère, par une série de réactions chimiques assez complexes. La réaction complète peut se résumer avec cette équation :

${\ce {2 SO2 + O2 + 2 H2O -> 2 H2SO4}}$

On voit que de l'oxygène est utilisé dans cette équation. C'est en effet une des raisons qui explique que l'oxygène soit aussi rare dans l'atmosphère de Vénus. La formation d'acide sulfurique est donc un des mécanismes qui élimine l'oxygène de l'atmosphère, en l'incorporant dans les molécules d'acide sulfurique. Mais il ne peut pas à lui seul expliquer pourquoi l'oxygène moléculaire est aussi rare. De plus, on voit que de l'eau est utilisée comme réactif, ce qui explique en partie pourquoi on trouve aussi peu d'eau sur Vénus. L'eau est consommée, au même titre que l'oxygène, lors de la formation d'acide sulfurique.

Toujours est-il que la formation d'acide sulfurique dans l'atmosphère de Vénus se fait en trois étapes, par trois réactions chimiques couplées. La première réaction implique la dissociation du dioxyde de carbone par le rayonnement solaire. Ce qui explique que l'acide sulfurique se forme au sommet de la couche nuageuse, avant de retomber vers la surface.

${\ce {CO2 + photon -> C O + O}}$

La seconde combine l'oxygène de la réaction précédente avec du dioxyde de soufre :

${\ce {SO2 + O -> SO3}}$

La troisième combine le trioxyde de soufre $SO_{3}$ avec de l'eau :

${\ce {2 SO3 + 4 H2O -> 2 H2SO4 + 2 H2O}}$

Le processus est assez bien compris, sauf sur un point : les réactions précédentes devraient se produire lentement dans les conditions théoriques de l'atmosphère de Vénus. La seule explication est qu'il y a un catalyseur, une substance qui accélère les réactions chimiques précédentes, dans l'atmosphère de Vénus. Ce catalyseur est supposé être du chlore ou des molécules dérivées.

L'effet de serre sur Vénus

L’atmosphère vénusienne est riche en gaz à effet de serre : dioxyde de carbone, soufre, etc. On peut s'en rendre compte en regardant leur spectre d'absorption. La lumière visible est peu absorbée, mais elle est en revanche fortement réfléchie. Par contre, la plupart des gaz absorbent une grande partie des rayonnements infrarouge, le dioxyde de carbone étant le principal responsable. Cela induit un fort effet de serre, qui explique que l’atmosphère de Vénus est un véritable enfer avec une température de surface de plus de 500°C.

Spectre d'absorption lumineuse de l'atmosphère de Venus.

L'albédo de l'atmosphère vénusienne est importante : plus de 2/3 de la lumière solaire incidente est renvoyée vers l’espace. La composition soufrée des nuages explique que les nuages vénusiens ont un albédo très fort, ce qui limite l'arrivée du rayonnement solaire à la surface, mais qui est aussi à l’origine d'un effet de serre particulièrement important, qui s'ajoute à l'effet de serre lié aux gaz à effet de serre carbonés.

Effet de serre sur Venus-2

Les nuages sur Vénus

L'atmosphère de Vénus est extrêmement riche en nuages, localisés dans la troposphère et dans la mésosphère. Contrairement à ce qu'on observe sur Terre, où les nuages sont tous dans la troposphère, les nuages de Vénus se trouvent à la fois dans la troposphère et la mésosphère. De plus, là où les nuages terrestres peuvent atteindre le sol, ce n'est pas le cas sur Vénus. Les nuages vénusiens ne descendent pas en-deça de 30 kilomètres d'altitude. On n'en trouve pas à la base de la troposphère, car les gouttelettes qui forment les nuages s'évaporent avec la température. Pour résumer, les nuages sont regroupés dans une couche nuageuse assez épaisse, localisée entre 30 et 70 kilomètres d'altitude. Elle est localisée dans la haute troposphère et la basse mésosphère, à savoir au sommet de la troposphère et à la base de la mésosphère. En dessous de la couche nuageuse, on trouve la basse atmosphère, complètement transparente du fait de l'absence de nuages. La couche nuageuse au-dessus est bien plus opaque, ce qui fait que c'est là qu'à lieu la majorité de l'effet de serre sur Vénus. Enfin, la couche nuageuse est surmontée par la haute atmosphère, qui s’étend de la base de la couche nuageuse vers l'exosphère (la limite de l'atmosphère).

	Altitude	Transparence/opacité
Basse atmosphère	De la surface du sol à 30 km d'altitude	Couche claire, transparente aux rayons solaires, dense, non-ionisée.
Couche nuageuse	Entre 30 et 70 kilomètres d'altitude.	Couche opaque aux rayons solaires, lieu de l'absorption du rayonnement solaire et de l'effet de serre.
Haute atmosphère	De 70 km d'altitude à l'exosphère.	Couche claire, transparente aux rayons solaires, dense, non-ionisée.

La couche nuageuse contient de nombreux nuages, qui ne sont pas formés d'eau comme sur Terre, mais qui sont surtout composés de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique. Les nuages sont surtout composés d'acide sulfurique ${\ce {H2SO4}}$, qui se forme à la surface de la couche nuageuse. Au sommet de la couche nuageuse, diverses réactions chimiques forment de l'acide sulfurique à partir de dioxyde de soufre, d'eau et de dioxyde de carbone. L'acide sulfurique formé ainsi se condense en gouttelettes, qui tombent. À une altitude d'environ 48 à 52 kilomètres les gouttelettes se regroupent et coalescent pour former des nuages. Il se forme donc une couche nuageuse située à une altitude située entre 48 et 52 kilomètres d'altitude, là où se trouve la plus grande densité de gouttelettes.

Notons que les gouttelettes peuvent tomber des nuages pour donner des pluies acides. Les pluies tombent alors vers la surface, mais elles s'évaporent rapidement avant d'atteindre la surface. En dessous de 30 kilomètres d'altitude, les pluies acides sont totalement évaporées, ce qui fait qu'elles n'atteignent jamais la surface. La couche située en dessous de 30 kilomètres est donc totalement claire, sans nuages ni pluies. Entre 30 et 48 kilomètres d'altitude, l'atmosphère est remplie de pluies acides et d'une brume résiduelle, ce qui fait qu'on lui donne le nom de couche brumeuse.

Avec ce qu'on vient de dire, on peut grossièrement diviser la couche nuageuse en trois sections :

• La couche supérieure, au sommet de la couche nuageuse, où se forment les gouttelettes d'acide sulfurique.
• La couche centrale, zone de formation des pluies, très dense et riche en nuages, d'une épaisseur très mince (48 à 52 kilomètres).
• La couche brumeuse, où les pluies acides tombent vers la surface et où se forment des brumes de faible densité (30 à 48 kilomètres).

Atmosphère vénusienne.

La géologie de Vénus

Des observations radar, il ressort que la planète est peu cratérisée et a donc une activité tectonique et/ou volcanique assez importante. Le comptage des cratères suggère que tous les terrains à la surface de Vénus datent de moins de 500 millions d'années. Cela indique que toute la croûte entière de Vénus a été renouvelée en moins de 500 millions d'années. Et cela vaut pour toute la surface de Vénus : les cratères d'impact sont uniformément répartis à la surface de Vénus, ce qui indique que le renouvellement de la croûte vénusienne a été global. Cela indique une activité géologique récente et un volcanisme intense.

La topographie de Vénus

La surface de Vénus est relativement lisse, avec quelques zones surélevées. Ces zones surélevées sont généralement des zones volcaniques, mais pas seulement. On voit notamment les volcans Thea et Rhea Mons, ainsi que les « continents » Ishtar et les Monts Maxwell, deux structures formées de roches volcaniques superposées et plissées. Pour résumer, la surface de Vénus montre des plaines formées probablement par des épanchements de lave, quelques structures surélevées appelées« Highlands » (similaires à des continents) et quelques montagnes pour la plupart d'origine volcanique.

Carte topographique de Vénus.

La structure interne de Vénus

Structure interne de Vénus

Faute d'études sismologiques, les savants doivent se rabattre sur le minimum vital de données qu'ils ont en leur possession. Celles-ci disent que l'intérieur de Vénus n'est pas différent des autres planètes telluriques : on y trouve une croûte et un manteau silicaté, et un noyau ferreux. Du fait de sa taille, Vénus produit toujours de la chaleur radioactive et est encore active géologiquement. Preuve en est la faible cratérisation de la surface, qui prouve que le volcanisme doit être encore actif. Vu que Venus a une taille similaire à celle de la Terre, sa chaleur et sa température interne doivent être similaires. Cela permet de supposer une structure interne similaire à celle de la Terre, avec un noyau au moins partiellement liquide.

Mais alors, on peut se demander pourquoi Vénus n'a pas de champ magnétique contrairement à la Terre, alors que les deux planètes ont des noyaux similaires de taille similaire. La raison reste un mystère pour les chercheurs. Il est supposé que l'absence de convection dans le noyau soit à l'origine de cette absence de champ magnétique. Reste que l'absence de convection serait liée au fait que le noyau ne se refroidisse pas assez rapidement ou à l'absence d'une graine solide centrale. L'absence de tectonique des plaques pourrait jouer un rôle en limitant le refroidissement du manteau, et donc indirectement du noyau. Le noyau restant suffisamment chaud, des mouvements de convection ne peuvent pas se développer. De plus, cela garde le noyau suffisamment chaud pour empêcher sa solidification : il n'y aurait pas de graine solide au centre de Venus, contrairement à ce qu'on observe sur Terre.

Le volcanisme vénusien

La surface de Vénus montre peu de structures accidentées comme des montagnes, des failles ou des plis. Il y en a, mais l'ensemble de la surface semble surtout composé de plaines formées par des épanchements de lave basaltique qui recouvrent plus de 70% de la surface. Ces plaines de lave sont semblables aux trapps observés sur terre, ainsi qu'aux mers lunaires et aux plaines martiennes. Les sondes Venera et Vega ont effectué des prélèvements sur les plaines de lave et en ont analysé les roches. De ces analyses, il ressort que les plaines sont composées de basaltes, très semblables aux basaltes terrestres.

Des volcans sont aussi observés, sur l'ensemble de la surface de Vénus. Les structures volcaniques ont quelques ressemblances avec les volcans terrestres, mais certaines se démarquent franchement de leurs homologues terrestres. On retrouve des volcans boucliers, à savoir des volcans à faible pente très étalés, communs sur la Terre. Les volcans vénusiens se distinguent cependant par la large taille de leurs caldéras, de plusieurs centaines de kilomètres pour certaines !

Volcan Maat Mons.

Certaines structures sont exclusives de Vénus, les dômes de lave aplatis en étant le meilleur exemple. Ceux-ci sont formés par des dômes de lave visqueuse, qui s'accumule au point de sortie éruptif. Sous l'effet de la pression atmosphérique extrême de Vénus, la lave s'étale mollement, formant des dômes aplatis. Il existe des équivalents sur Terre, mais qui ne sont pas aplatis par la faible pression atmosphérique. De plus, les dômes vénusiens ont un pic à leur sommet, chose qui n'existe que sur Vénus. L'origine des pics sommitaux n'est pas encore comprise, mais ils semblent s'être formés après le dôme.

Dômes de lave aplatis.

Les coronaes et arachnoïdes

Sur la surface vénusienne, on trouve des effondrements concentriques, entourés de fissures par lesquelles sortent des flots de lave, l'ensemble étant appelé des coronaes. Ces structures seraient la manifestation de panaches mantelliques, des remontées de matériau peu denses à travers le manteau. On peut les voir comme des rifts circulaires.

Coronae.

La tectonique vénusienne

Comme pour les autres planètes telluriques à l'exception de la Terre, il n'y a pas de tectonique des plaques. Vénus reste une planète à une plaque, même si ses caractéristiques (masse, densité, volume) sont similaires à celle de la Terre. La raison à cela serait que les roches de Vénus ne contiendraient pas d'eau. On sait que l'atmosphère et la surface de Vénus sont pauvres en eau et on peut raisonnablement extrapoler la même chose au manteau et à la lithosphère de Vénus. Or, l'eau a tendance à ramollir les roches et à abaisser leur point de fusion, du moins pour les roches mantelliques et certaines roches crustales. En conséquence, Vénus aurait une lithosphère et un manteau rigides et difficiles à fondre, ce qui ne favorise pas la mise en place d'une tectonique des plaques. Cela expliquerait pourquoi la Terre aurait une tectonique des plaques et pas Vénus, la Terre ayant beaucoup plus d'eau que Vénus.

Mais cela ne signifie pas que la tectonique soit inexistante sur Vénus. On observe à sa surface des zones de plissement ou d'étirement de grande ampleur, localisées à des endroits distincts de la planète, généralement dans les zones volcaniques. On suppose que ces plis et failles soient causées par des mouvements d'extension et/ou de compression induits par les mouvements mantelliques. Le manteau de Vénus serait en convection, de par sa température, les cellules de convection entraînant la croûte molle qui les surplombe.