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VENUS, LA TERRE ET MARS: UNE COMPARAISON
Jusqu'aux années 1960, Vénus a été souvent considérée comme la "soeur jumelle" de la Terre, parce que Vénus est la planète la plus proche de nous, et parce que les deux planètes semblent partager beaucoup de caractéristiques. Il est vrai que par certains côtés les deux mondes sont très semblables :
- Vénus, Mars et la Terre sont des membres du groupe qui s'appelle "les planètes terrestres" et elles sont nées dans le même nuage tournant de gaz et de poussière il y a 4,6 milliards d'années.
- Vénus est seulement légèrement plus petite que la Terre (95% du diamètre de la Terre, 80% de la masse de la Terre), Mars est plus petite.
- Vénus et la Terre ont peu de cratères ce qui indique des surfaces relativement jeunes.
- Leurs densités et compositions chimiques sont semblables.
- Leurs surfaces montrent un terrain divers : montagnes, plaines, plateaux élevés, gorges, volcans, arêtes et cratères d'impact.
- Vénus et la Terre ont des hémisphères qui diffèrent remarquablement : sur la Terre il y a plus de terres dans l'hémisphère nord, sur Vénus on trouve une région montagneuse sur l'hémisphère nord avec des plateaux et sur l'hémisphère sud un terrain relativement plat, qui semble se composer de vastes plaines de lave.
- Vénus et la Terre ont des continents et des plaines en contrebas.
- Vénus et la Terre ont des atmosphères avec des nuages opaques et épais, Mars a une atmosphère très ténue avec seulement de la brume et des nuages de poussière.
Jusqu'à l'ère de l'exploration spatiale avec ses missions vers Vénus au début des années 1960, le dernier point était un argument fort pour que -comme sur Terre- sous ses nuages denses, Vénus abrite de la vie. Certains ont pensé que la surface de Vénus pouvait être couverte de grandes jungles semblables à celles qui ont existées sur la Terre pendant les périodes carbonifères et permiennes avec les reptiles et les insectes préhistoriques - une idée très commune et populaire dans les romans et films de science-fiction. Plus tard, les scientifiques ont cru que la surface de Vénus était couverte d'océans ou de déserts chauds sans trace d'humidité. La surface de Mars est facilement visible dans un télescope depuis la Terre et les modifications saisonnières de cette surface ont laissé penser un temps qu'une végétation pouvait exister.
Aujourd'hui nous savons après des années d'étude intensive des nombreuses données transmises par les sondes spatiales que Vénus est radicalement différente de la Terre de beaucoup de façons. Ce n'est pas une soeur jumelle ni même une soeur ordinaire de notre planète - c'est seulement une cousine!
Vénus a probablement par le passé eu de grandes quantités d'eau comme la Terre mais elle s'est évaporée. Sur Mars, l'eau n'est présente que dans le sous-sol ou dans la calotte polaire. Vénus est maintenant tout à fait sèche. L'origine des océans a joué un rôle important dans l'évolution de notre planète. La surface de Vénus est un désert pierreux chaud et rougeoyant. Mais comme la Terre, elle a des continents, des plaines, des gorges, des montagnes, des cratères d'impact (160 ont été découverts sur Terre) et des volcans. Les volcans sur Vénus se développent souvent dans les zones de rupture.
Les volcans sur Vénus ont des pentes douces et s'appellent des volcans de bouclier. Au lieu d'exhiber un cône abrupt, les volcans de bouclier sont relativement plats, comme un bouclier blindé. Ils se forment quand la lave sort par les côtés plutôt que du sommet. Il n'y a aucune évidence du mouvement tectonique massif comme sur Terre bien que des déformations locales puissent exister. Presque tout le volcanisme sur Vénus semble comporter des écoulements liquides de lave sans aucune éruption explosive. En raison de la pression atmosphérique élevée, la lave de Vénus aurait besoin d'un contenu beaucoup plus élevé en gaz que les laves terrestres pour éclater explosivement. Le gaz principal conduisant les explosions de lave sur la Terre est l'eau qui n'existe pas sur Vénus.
Sur Terre, la tectonique des plaques engendre la grande différence entre les bassins océaniques et les masses continentales. Le manque de telles différences globales sur Vénus suggère une absence d'une structure globale en plaques tectoniques. L'activité tectonique sur Vénus semble localisée à des zones éparpillées tout autour de la planète, particulièrement près des régions de montagne. De façon générale, Vénus montre une surface tout à fait jeune, pas plus que quelques centaines de millions d'années. (c'est à dire environ deux fois l'âge moyen de la croûte terrestre.) Le volcanisme semble plus répandu que sur la Terre. La surface entière a pu avoir été remodelée dans le passé par la lave. Les vallées profondes et les plateaux qui les séparent, montrent une activité tectonique locale qui devrait continuer de manière importante dans l'avenir.
Où sont donc les plaques tectoniques de la croûte ? Peut-être que Vénus est une planète d'une seule plaque avec une croûte qui n'est jamais devenue rigide. Comme la pâte, la croûte de Venus n'est pas assez raide pour glisser et se mettre en les morceaux. Au lieu de cela, elle se ride localement.
L'année sur Vénus dure 224,7 j, soit environ 7 mois et demi terrestres. Très peu inclinée sur le plan de son orbite (2.6°), celle-ci étant de plus d'excentricité faible, Vénus ne présente pas de phénomènes saisonniers significatifs. Cas unique dans le système solaire, l'alternance des jours et des nuits se fait sur Vénus selon un cycle de 243 jours terrestres, soit environ 8 mois, dans le sens rétrograde (le soleil se levant à l'ouest).
| Propriétés physiques |
Vénus | Terre | Mars |
|---|---|---|---|
| Masse (10 24 kilogrammes) | 4,869 | 5,976 | 0,64185 |
| Masse (Terre = 1) | 0,81476 | 1 | 0,10745 |
| Rayon équatorial (kilomètres) | 6052 | 6371 | 3390 |
| Rayon équatorial (Terre = 1) | 0,94886 | 1 | 0,53210 |
| Densité moyenne (gm/cm3) | 5,25 | 5,515 | 3,9 |
| Distance moyenne au Soleil (kilomètres) | 108 200 000 | 149 600 000 | 227 939 185 |
| Distance moyenne au Soleil (UA) | 0,7233 | 1 | 1,5236793 |
| Période de rotation (jours) | -243,0187 | 0,99727 | 1,0260 |
| Période de rotation (heures) | --- | 23,9345 | 24,6230 |
| Période orbitale (jours) | 224,701 | 365,256 | 686,980 |
| Vitesse orbitale moyenne (km/sec) | 35,02 | 29,79 | 24 |
| Excentricité orbitale | 0,0068 | 0,0167 | 0,09340 |
| Inclinaison de l'axe (degrés) | 177,36 | 23,45 | 25,19 |
| Inclinaison orbitale (degrés) | 3,394 | 0,0 | 1,8497 |
| Pesanteur extérieure équatoriale (m/sec2) | 8,87 | 9,78 | 3,72 |
| Vitesse équatoriale d'évasion (km/sec) | 10,36 | 11,18 | 5 |
| Albédo géométrique visuel | 0,65 | 0,37 | 0,15 |
| Magnitude absolue (à 1 AU) | -4,4 | -3,99 | -1,5 |
| Température de surface moyenne | 462°C | 15°C | -55°C |
| Pression atmosphérique (bars) | 92 | 1,013 | 0,006 |
|
Composition atmosphérique : Anhydride carbonique Azote Oxygène Argon |
96,5% 3,5% --- --- |
< 1% 77% 21% 0,9% |
95% 1,9% --- 1,9% |
L'atmosphère
La pression de l'atmosphère de Vénus à la surface est de 90 atmosphères terrestres (plus ou moins comme la pression à une profondeur de 1 kilomètre sous les océans terrestres). La coquille gazeuse dense se compose principalement d'anhydride carbonique. Il y a plusieurs couches de nuage épais de plusieurs kilomètres entre 45 km et 70 km d'altitude composés d'acide sulfurique, contrairement aux nuages de vapeur d'eau sur la Terre. Les nuages de Vénus obscurcissent notablement la surface alors que les nuages terrestres ne couvrent que 70 pour cent de la surface. L'atmosphère de Mars est très ténue, la pression au sol est inférieure à un centième d'atmosphère terrestre. La surface de Vénus est réellement plus chaude celle de Mercure en dépit d'une distance presque deux fois plus loin du Soleil. Il y a des vents (350 km/h) forts sur le dessus des nuages mais les vents à la surface sont très faibles, pas plus que quelques kilomètres par heure. A la surface de Mars, les vents sont très violents du fait de la faible pression atmosphérique.
Du point de vue des constituants chimiques, l'atmosphère de Vénus contient principalement du dioxyde de carbone (CO2, 96,5 %) et de l'azote (N2, 3,5%) qui représentent à eux seuls plus de 99,9% de la composition. Il est à noter que compte tenu de la quantité de gaz près de cent fois supérieure à celle de l'atmosphère terrestre, il y a en valeur absolue une quantité sensiblement égale de molécules d'azote dans l'atmosphère de Vénus (3,5 % en proportion) que sur Terre (78,0 % en proportion). Au milieu du XVIIIe siècle, lors de l'observation du transit de Vénus de 1761, l'astronome M. V. Lomonossov a rapporté la présence d'un halo qu'il a attribué à l'existence d'une atmosphère autour de Vénus. Depuis le XIXe siècle, des taches ou des marques sombres, généralement dans la partie équatoriale du croissant, lorsque la phase et la dimension angulaire de la planète le permettent, ont été dessinées puis photographiées. C'est en 1932 que le CO2 fut identifié pour la première fois par l'observation des bandes d'absorption du proche infrarouge, vers 0,8 mm, dans le spectre solaire réfléchi, par Adams et Dunham.
Composition détaillée. - D'autres constituants que CO2 (CO, HCl, HF) ont été mis en évidence avec le développement des techniques instrumentales après la seconde guerre mondiale, également par spectroscopie infrarouge, mais ce n'est qu'en 1967, avec le module de descente de la sonde soviétique Venera-4, que les concentrations des constituants ont pu pour la première fois été mesurés in-situ. L'analyse par chromatographie en phase gazeuse, à partir de la mission automatique Venera-11 (1978), a révélé de nouveaux constituants moléculaires mineurs tels que H2, O2, Kr, H2O, H2S et COS. La présence de dioxyde de soufre (SO2) est établie en 1979 par l'observation à moyenne résolution spectrale dans le proche ultraviolet depuis la Terre. Bien qu'en faibles quantités, ce gaz très réactif est un élément essentiel de la chimie de l'atmosphère de Vénus. De la vapeur d'eau a été détectée en extrêmement faibles quantités (environ 30 parties par million ou ppm, 1 ppm = 0,001 %), ce qui fait de Vénus la planète la plus sèche du système solaire. Les rapports de mélange de CO, H2O et SO2 varient de manière importante avec l'altitude et traduisent les réactions d'équilibre chimique entre les différents constituants.
Albédo.- La couleur jaune pâle de Vénus, visible à l'oeil nu ainsi que sur la photographie de la figure 1, 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 (1 nm = 0,001 micron = 10-9 m). De 200 à 320 nm, le problème a été résolu en 1979 par la découverte et l'identification du SO2, un gaz chimiquement très actif dans l'atmosphère et à la surface de Vénus. Dans la partie 320-350 nm, l'incertitude subsiste encore sur la cause de cette absorption de rayonnement lumineux, car aucun des constituants chimiques détectés et identifiés à ce jour n'absorbe le rayonnement dans ce domaine spectral de façon significative, ou n'ont pas la concentration suffisante pour le faire. Il pourrait s'agir de produits issus de la polymérisation du soufre en milieu acide, dissous dans les gouttelettes d'H2SO4, ou bien encore de particules solides en suspension dans les couches de nuages.
| Vénus | Terre | Mars | |
|---|---|---|---|
| Albédo géométrique | 0.65 | 0.367 | 0.150 |
| Constante solaire (W m-2) | 2620 | 1382 | 594 |
| Flux net en surface (W m-2) | 367 | 842 | 499 |
| Température effective Te | 230K | 253K | 212K |
| Température d'équilibre T | 735K (462°C) | 288K (15°C) | 218K (-55°C) |
| Surcroît de température T - Te dû à l'effet de serre | +505K | +35K | +6K |
Température. - La température très élevée de Vénus (740 K, soit environ 460 °C) a été mise en évidence dans les années 1950 par des mesures en ondes centimétriques depuis le sol terrestre, à une longueur d'onde de 3,15 cm. Cette température exceptionnelle ne résulte pas directement de la proximité du soleil ; au contraire, du fait de l'épaisse couche nuageuse qui réfléchit environ 65 % de la lumière incidente, le flux net d'énergie solaire au niveau du sol, que l'on nomme la constante solaire, est inférieur à celui reçu par la Terre (voir table 2). Cette température est la conséquence d'un effet de serre résultant non du dioxyde de carbone (CO2) mais de constituants en très faibles quantités relatives tels que SO2 et H2O. En effet, dans le domaine infrarouge correspondant au maximum d'émission thermique pour un corps à la température de la surface et de la basse atmosphère de Vénus, le CO2 présente des fenêtres de transmission très larges qui ne peuvent piéger efficacement le rayonnement infrarouge. En revanche, SO2 et H2O, bien qu'en très faibles quantités, absorbent les radiations dans ce domaine de longueurs d'onde, tout comme le font également les fines particules d'acide sulfurique qui constituent les nuages. Le surcroît de température dû à l'effet de serre est de 35 kelvins pour la Terre, il atteint plus de 500 kelvins sur Vénus: sa température de surface de 740K est assez chaude pour faire fondre le plomb.
Constitution et formation des nuages. - Les nuages, situés à une altitude comprise en 45 et 70 km, sont constitués de fines gouttelettes d'acide sulfurique en solution aqueuse, constituées à 75% d'acide sulfurique (H2SO4) et à 25 % d'eau (H2O). Leur diamètre compris entre quelques dizièmes de mm et une dizaine de mm(1 mm = 10-3 mm), la plupart de ces particules ont un diamètre de 0.2 mm ou 1 mmenviron. Une expérience à bord de la grande sonde de descente de Pioneer Venus a montré que cinq régions de nuages ou de brumes sont constituées de particules de composition et de propriétés optiques et physiques différentes. La brume supérieure (upper haze region, 70 km ≤ z ≤ 90 km) a une épaisseur optique moyenne de 0,05 à 1,0. Au sommet de la couche supérieure des nuages (upper cloud region, 56.5 ≤ z ≤ 70 km) apparaissent les gouttelettes d'H2SO4. La couche intermédiaire (middle cloud region, 50.5 ≤ z ≤ 56.5 km) et la couche inférieure (lower cloud region, 47.5 ≤ z ≤ 50.5 km) sont caractérisées par la présence de particules plus grandes pouvant atteindre plusieurs microns de diamètre. Toutes ces particules en phase liquide se forment à très haute altitude, au niveau du somment de la couche supérieure des nuages, là où le rayonnement ultraviolet du soleil agit par photolyse sur les constituants atmosphériques. En particulier, le gaz SO2 forme SO3 en réagissant avec O, produit de la photolyse du CO2, puis enfin H2SO4 à partir de H2O, qui passe à l'état liquide en raison de la pression partielle des espèces gazeuses soufrées dans le gaz environnant. A l'inverse, dans la basse atmosphère, on assiste à la décomposition des fines gouttelettes d'acide sulfurique H2SO4 : migrant à travers la structure stratifiée des nuages à la faible vitesse d'environ 1 mm s-1, elles sont vaporisées lorsqu'elles atteignent les couches plus chaudes de l'atmosphère à la base de la couche inférieure des nuages, vers 40 km d'altitude.
Aérostats vénusiens. - Parmi les plus audacieuses missions d'exploration de l'atmosphère de Vénus figure la mise à poste d'aérostats vénusiens déployées lors de la mission Véga les 11 et 15 juin 1985. Les ballons, d'un diamètre de 3,4 mètres ont été insérés à quatre jours d'intervalle durant la phase de descente vers le sol des modules d'atterrissage. Chacun a supporté 25 kg de nacelle. 5 kg d'instrumentation ont flotté à 12 mètres au-dessous du ballon à une altitude comprise entre 50 et 55 km, dans la région intermédiaire des nuages vers 0.6 bar, pendant une durée de 47 heures (La durée de vie des batteries était de 60 heures). Le déplacement des ballons était suivi par interférométrie à très large base VLBI. Après 48 heures les ballons sont passés du côté jour puis ont disparu du fait du chauffage radiatif solaire (dilatation puis rupture de l'enveloppe). Ils ont au total parcouru 100 degrés de longitude sur 360. L'un a dérivé aux alentours de 7° N et l'autre vers 7° S. Les instruments à bord ont mesuré la température, la pression, la vitesse verticale du vent, l'opacité atmosphérique (densité et taille moyenne des aérosols), le niveau d'éclairement ainsi que la détection d'éclairs. Durant leur excursion verticale de 2 à 3 km d'amplitude, ils ont pu mesurer des gradients de température proches du gradient adiabatique. Les maxima de température mesurée ont différé de 6,5 K entre les deux ballons.
Circulation atmosphérique et vents. - La rotation générale de l'atmosphère dans son ensemble, appelée super rotation, s'effectue d'ouest en est, c'est à dire dans le même sens rétrograde que la rotation de la planète elle-même, selon une période de 4,2 jours, mais à une vitesse plus de 50 fois supérieure. Le mouvement de super rotation s'amorce vers 10 km d'altitude, s'amplifie régulièrement jusqu'à 65 km, où elle atteint une vitesse à l'équateur de l'ordre de 540 km/h, pour décroître et s'annuler vers 95 km. Le mécanisme qui produit et entretient la super rotation n'est pas entièrement compris mais il impliquerait pour une part significative l'effet de marée thermique exercée par le soleil sur une partie de l'atmosphère exposée au rayonnement solaire. A cette circulation atmosphérique générale, parallèle à l'équateur de la planète, s'ajoutent d'autres composantes à faible vitesse (de l'ordre du ms-1) qui pourraient présenter des caractéristiques voisines des cellules de Hadley, le long des méridiens, avec mouvement ascendant près de l'équateur produit par le chauffage dû au rayonnement solaire.
Crédit : VT2004/ESO