Astronomie

Et si l'atmosphère de Titan était comme celle de Vénus ?

Et si l'atmosphère de Titan était comme celle de Vénus ?

La température moyenne actuelle à Titan est de −180 ºC (93 K), la même que celle de Saturne.

Mais je me demandais ce qui serait le cas si l'atmosphère de Titan était comme l'atmosphère de Vénus, dont la composition est principalement CO2 et a une pression de 90 bar, au lieu d'environ 1,5 bar.

Quelle température Titan pourrait-il atteindre dans ce cas ? L'effet de serre permettrait-il à la Lune d'être suffisamment chauffée pour maintenir de l'eau liquide ou est-elle trop éloignée du Soleil pour être affectée par un quelconque effet de serre ? Peut-être que la dernière question permet d'en poser une autre : à quelle distance du Soleil Vénus pourrait-elle se trouver pour qu'elle puisse avoir des températures supérieures à 0 ºC ?

Il est possible de répondre à la question selon deux alternatives possibles :

  • Même composition que Vénus, mais même pression que dans Titan.
  • Même composition et pression que dans Vénus.

Si la pression était la même que la pression actuelle sur Titan, la planète serait légèrement plus chaude pendant un certain temps, mais pas pour longtemps. Le CO2 serait bientôt gelé. Il est probable qu'il y a 4 milliards d'années, les atmosphères de Vénus, de la Terre, de Masrs et de Titan étaient beaucoup plus similaires. Une Saturne plus chaude a peut-être réchauffé Titan à cette époque. Il avait probablement, comme les autres, beaucoup de CO2 dans son atmosphère, mais cela a été gelé il y a longtemps. Il y a beaucoup d'eau gelée sur Titan, et si jamais les géologues creusent assez loin, ils y trouveront probablement également une couche de CO2 gelé.


Une chose à garder à l'esprit est que la température de la planète ne suit pas une équation précise lorsqu'une atmosphère est impliquée. Sans atmosphère, c'est assez simple et il y a même une équation pour cela. Voir ici, ou ici.

Notez que le premier lien ci-dessus contient une erreur. Il dit que les nuages ​​de Vénus bloquent 10 % du soleil. Je pense que c'est plus proche de 80% du soleil, mais à part cette erreur, c'est un bel article.

La température effective de Titan, pas d'atmosphère, l'albédo de 0,22 équivaut à environ 84 kelvins, 11 degrés de moins que sa température de surface. L'atmosphère terrestre, par comparaison, piège environ 31 degrés et l'atmosphère de Vénus, environ 500 degrés.

Titan, étant une lune glacée, a probablement plus de CO2 que Vénus. Elle a certainement beaucoup plus d'eau et beaucoup plus de méthane que Vénus, mais seul ce méthane est actuellement capable d'exister à l'état gazeux. Même ainsi, avec environ 5% de méthane dans son atmosphère, Titan a déjà une forte atmosphère de gaz à effet de serre. Considérablement plus fort que la Terre. La raison pour laquelle il emprisonne moins de chaleur (environ 11 degrés à 31 degrés, c'est parce qu'il y a moins de chaleur à piéger).

Les températures d'équilibre atmosphérique deviennent extrêmement compliquées et bien au-delà de mon niveau de rémunération.

Prenez la Terre, par exemple. Si vous déplacez la Terre de 1/2% plus loin du Soleil, elle obtient donc une baisse d'environ 1% de l'énergie solaire en raison de la loi des carrés inerse, et en utilisant la formule de température efficace, la baisse de température serait la 4ème racine de cela, ou environ 0,25%. Mais nous savons en étudiant l'histoire de la Terre que les périodes glaciaires peuvent être déclenchées par environ l'équivalent d'une baisse d'énergie de 1%, conduisant à jusqu'à 4 degrés dans le monde, environ 1,25% de la température réelle de la Terre et c'est à cause de divers mécanismes de rétroaction comme un plus grand océanique absorption de CO2 et une plus grande couverture de glace, abaissant l'albédo de la Terre.

La transition des gaz de la glace dans la haute atmosphère à l'état liquide affecterait la température d'équilibre. Ce n'est plus une équation nette, mais une équation très compliquée.

Titan reçoit très peu de chaleur du soleil. À sa distance, elle obtient environ 1/90ème de la chaleur que la Terre reçoit par mètre carré, donc si elle avait une atmosphère de gaz à effet de serre suffisamment épaisse qui emprisonne la chaleur très efficacement, il faudrait encore très longtemps à Titan pour se réchauffer.

Sans faire de calcul, je dirais que Titan aurait besoin d'une atmosphère sous pression de Vénus pour commencer à contenir beaucoup plus de chaleur, car il a déjà une atmosphère de gaz à effet de serre assez forte, soit 5,6% de méthane. Cependant, vous n'auriez pas besoin d'apporter du CO2 à Titan, vous pourriez simplement chauffer la surface de Titan et au départ, du CH4 s'évaporerait et si l'atmosphère était suffisamment chaude, du CO2 commencerait à bouillonner de son sol gelé.

Mais je ne suis pas sûr de l'efficacité avec laquelle même une atmosphère de gaz à effet de serre très dense garderait Titan au chaud, car il ne reçoit que 1/90ème de la lumière solaire que la Terre reçoit par mètre carré, et c'est une très petite quantité de chaleur entrant. Je ne sais pas où serait le point chaud, mais il faudrait une quantité considérable d'atmosphère à effet de serre.

Peut-être qu'il y a quelqu'un ici qui peut faire un calcul sur l'équilibre de la température de surface sous une atmosphère épaisse. La mienne n'est qu'une réponse partielle.


Les stars ne passent pas une grande partie de leur vie à ce stade. Ils ne passent qu'environ un milliard d'années à ce stade, car l'hélium brûle rapidement. Au fur et à mesure que l'hélium s'épuise et que la fusion s'arrête, l'étoile se dilate une fois de plus. Jusqu'à ce qu'il rétrécisse à nouveau et que l'hélium s'enflamme, provoquant la dérive des couches externes de l'étoile dans d'énormes nuages ​​​​de gaz et de poussière. Ces nuages ​​massifs sont connus sous le nom de nébuleuses planétaires.&hellip

L'atmosphère de Vénus est principalement composée de dioxyde de carbone et d'un peu d'azote, bien qu'il y ait des traces d'autres composés et éléments dans son atmosphère tels que le monoxyde de carbone, l'argon, le néon et l'hélium. Cette combinaison d'éléments et de composés rend la pression atmosphérique de Vénus plus de quatre-vingt-dix fois plus élevée que celle de la Terre. Les nuages ​​sur Vénus reflètent tellement la lumière du soleil qu'il est impossible pour l'homme de voir sa surface. Cela est dû aux quantités élevées de nuages ​​d'acide sulfurique dans son atmosphère. Parallèlement à cela, Vénus est l'une des planètes les plus chaudes de notre système solaire, malgré le fait qu'elle soit beaucoup plus éloignée du soleil que Mercure.&hellip


10.3 L'atmosphère massive de Vénus

L'atmosphère épaisse de Vénus produit une température de surface élevée et enveloppe la surface d'un crépuscule rouge perpétuel. La lumière du soleil ne pénètre pas directement à travers les nuages ​​épais, mais la surface est assez bien éclairée par une lumière diffuse (à peu près la même que la lumière sur Terre sous un ciel couvert). Le temps au fond de cette atmosphère profonde reste perpétuellement chaud et sec, avec des vents calmes. En raison de la lourde couverture de nuages ​​et d'atmosphère, un point à la surface de Vénus est similaire à un autre en ce qui concerne le temps.

Composition et structure de l'atmosphère

Le gaz le plus abondant sur Vénus est le dioxyde de carbone (CO2), qui représente 96 % de l'atmosphère. Le deuxième gaz le plus courant est l'azote. La prédominance du dioxyde de carbone sur l'azote n'est pas surprenante quand on se rappelle que l'atmosphère terrestre serait aussi majoritairement du dioxyde de carbone si ce gaz n'était pas enfermé dans les sédiments marins (voir la discussion sur l'atmosphère terrestre dans Earth as a Planet).

Le tableau 10.2 compare les compositions des atmosphères de Vénus, Mars et Terre. Exprimées de cette manière, en pourcentages, les proportions des principaux gaz sont très similaires pour Vénus et Mars, mais en quantité totale, leurs atmosphères sont radicalement différentes. Avec sa pression de surface de 90 bars, l'atmosphère vénusienne est plus de 10 000 fois plus massive que son homologue martienne. Dans l'ensemble, l'atmosphère de Vénus est très sèche, l'absence d'eau est l'une des différences importantes entre Vénus et la Terre.

Gaz Terre Vénus Mars
Dioxyde de carbone (CO2) 0.03% 96% 95.3%
Azote (N2) 78.1% 3.5% 2.7%
Argon (Ar) 0.93% 0.006% 1.6%
Oxygène (O2) 21.0% 0.003% 0.15%
Néon (Ne) 0.002% 0.001% 0.0003%

L'atmosphère de Vénus possède une énorme troposphère (région de convection) qui s'étend jusqu'à au moins 50 kilomètres au-dessus de la surface (figure 10.12). Dans la troposphère, le gaz est chauffé par le bas et circule lentement, montant près de l'équateur et descendant au-dessus des pôles. Être à la base de l'atmosphère de Vénus, c'est comme être à un kilomètre ou plus sous la surface de l'océan sur Terre. Là, la masse d'eau égalise les variations de température et donne un environnement uniforme, le même effet que l'atmosphère épaisse a sur Vénus.

Dans la haute troposphère, entre 30 et 60 kilomètres au-dessus de la surface, une épaisse couche nuageuse est composée principalement de gouttelettes d'acide sulfurique. Acide sulfurique (H2DONC4) est formé de la combinaison chimique de dioxyde de soufre (SO2) et de l'eau (H2O). Dans l'atmosphère terrestre, le dioxyde de soufre est l'un des principaux gaz émis par les volcans, mais il est rapidement dilué et emporté par les précipitations. Dans l'atmosphère sèche de Vénus, cette substance désagréable est apparemment stable. En dessous de 30 kilomètres, l'atmosphère de Vénus est dégagée des nuages.

Température de surface sur Vénus

La température de surface élevée de Vénus a été découverte par des radioastronomes à la fin des années 1950 et confirmée par les sondes Mariner et Venera. Comment notre planète voisine peut-elle être si chaude ? Bien que Vénus soit un peu plus proche du Soleil que la Terre, sa surface est des centaines de degrés plus chaude que ce à quoi on pourrait s'attendre en raison de la lumière supplémentaire qu'elle reçoit. Les scientifiques se sont demandé ce qui pouvait chauffer la surface de Vénus à une température supérieure à 700 K. La réponse s'est avérée être la Effet de serre.

L'effet de serre fonctionne sur Vénus comme sur Terre, mais puisque Vénus a tellement plus de CO2—presque un million de fois plus—l'effet est beaucoup plus fort. Le CO épais2 agit comme une couverture, ce qui rend très difficile le retour du rayonnement infrarouge (chaleur) du sol dans l'espace. En conséquence, la surface se réchauffe. L'équilibre énergétique n'est rétabli que lorsque la planète rayonne autant d'énergie qu'elle en reçoit du Soleil, mais cela ne peut se produire que lorsque la température de la basse atmosphère est très élevée. Une façon de penser au chauffage d'une serre est qu'il doit élever la température de surface de Vénus jusqu'à ce que cet équilibre énergétique soit atteint.

Vénus a-t-elle toujours eu une atmosphère aussi massive et une température de surface aussi élevée, ou aurait-elle évolué vers de telles conditions à partir d'un climat qui était une fois de plus presque terrestre ? La réponse à cette question nous intéresse particulièrement alors que nous regardons les niveaux croissants de CO2 dans l'atmosphère terrestre. Alors que l'effet de serre se renforce sur Terre, risquons-nous de transformer notre propre planète en un lieu infernal comme Vénus ?

Essayons de reconstituer l'évolution possible de Vénus depuis un commencement semblable à la terre jusqu'à son état actuel. Vénus a peut-être autrefois eu un climat similaire à celui de la Terre, avec des températures modérées, des océans d'eau et une grande partie de son CO2 dissous dans l'océan ou chimiquement combinés avec les roches de surface. Ensuite, nous autorisons un modeste chauffage supplémentaire, par une augmentation progressive de la production d'énergie du Soleil, par exemple. Lorsque nous calculons comment l'atmosphère de Vénus réagirait à de tels effets, il s'avère que même une petite quantité de chaleur supplémentaire peut entraîner une augmentation de l'évaporation de l'eau des océans et la libération de gaz des roches de surface.

Cela signifie à son tour une nouvelle augmentation du CO atmosphérique2 et H2O, des gaz qui amplifieraient l'effet de serre dans l'atmosphère de Vénus. Cela conduirait à encore plus de chaleur près de la surface de Vénus et à la libération de plus de CO2 et H2O. A moins que d'autres processus n'interviennent, la température continue donc d'augmenter. Une telle situation s'appelle l'effet de serre incontrôlable.

Nous tenons à souligner que l'effet de serre incontrôlé n'est pas seulement un effet de serre important, c'est un effet évolutif traiter. L'atmosphère évolue d'un petit effet de serre, comme sur Terre, à une situation où le réchauffement de l'effet de serre est un facteur majeur, comme nous le voyons aujourd'hui sur Vénus. Une fois que les conditions de grande serre se développent, la planète établit un nouvel équilibre beaucoup plus chaud près de sa surface.

Il est difficile de renverser la situation en raison du rôle que joue l'eau. Sur Terre, la plupart du CO2 est soit chimiquement lié dans les roches de notre croûte, soit dissous par l'eau de nos océans. Au fur et à mesure que Vénus devenait de plus en plus chaude, ses océans se sont évaporés, éliminant cette soupape de sécurité. Mais la vapeur d'eau dans l'atmosphère de la planète ne durera pas éternellement en présence de la lumière ultraviolette du Soleil. L'hydrogène, élément léger, peut s'échapper de l'atmosphère, laissant l'oxygène se combiner chimiquement avec la roche de surface. La perte d'eau est donc un processus irréversible : une fois l'eau partie, elle ne peut pas être restituée. Il est prouvé que c'est exactement ce qui est arrivé à l'eau autrefois présente sur Vénus.

Nous ne savons pas si le même effet de serre incontrôlable pourrait un jour se produire sur Terre. Bien que nous ne soyons pas certains du point auquel un effet de serre stable se décompose et se transforme en un effet de serre incontrôlable, Vénus témoigne clairement du fait qu'une planète ne peut pas continuer à chauffer indéfiniment sans un changement majeur dans ses océans et son atmosphère. C'est une conclusion à laquelle nous et nos descendants voudrons sûrement prêter une attention particulière.


Mercure

Le vaisseau spatial Mariner 10 est parti pour la planète la plus proche du Soleil en 1973. Il a pris cette photo de la surface semblable à la lune de Mercure en mars 1974. La distance de la planète au Soleil varie entre 28,5 millions de miles (46 kilomètres) et 43,5 millions de miles (70 kilomètres), car son orbite n'est pas un cercle parfait. Les scientifiques ont été surpris de découvrir que Mercure avait un petit champ magnétique.

Rencontrez les planètes


La première carte géologique mondiale de Titan terminée

Les scientifiques de la NASA ont utilisé les données de différents instruments pour détailler l'éventail des caractéristiques géologiques de la lune géante de Saturne.

La première carte montrant la géologie mondiale de la plus grande lune de Saturne, Titan, a été achevée et révèle pleinement un monde dynamique de dunes, de lacs, de plaines, de cratères et d'autres terrains.

Titan est le seul corps planétaire de notre système solaire autre que la Terre connu pour avoir un liquide stable à sa surface. Mais au lieu que l'eau pleuve des nuages ​​et remplisse les lacs et les mers comme sur Terre, sur Titan, ce qui pleut, c'est du méthane et de l'éthane - des hydrocarbures que nous considérons comme des gaz mais qui se comportent comme des liquides dans le climat glacial de Titan.

« Titan a un cycle hydrologique actif basé sur le méthane qui a façonné un paysage géologique complexe, faisant de sa surface l'une des plus diversifiées du système solaire sur le plan géologique », a déclaré Rosaly Lopes, géologue planétaire au Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie, et auteur principal de la nouvelle recherche utilisée pour développer la carte.

"Malgré les différents matériaux, températures et champs de gravité entre la Terre et Titan, de nombreuses caractéristiques de surface sont similaires entre les deux mondes et peuvent être interprétées comme étant le produit des mêmes processus géologiques. La carte montre que les différents terrains géologiques ont une distribution claire avec latitude, à l'échelle mondiale, et que certains terrains couvrent beaucoup plus de superficie que d'autres. »

Lopes et son équipe, dont Michael Malaska du JPL, ont travaillé avec le géologue planétaire David Williams de la School of Earth and Space Exploration de l'Arizona State University à Tempe. Leurs découvertes, qui incluent l'âge relatif des terrains géologiques de Titan, ont été récemment publiées dans la revue Nature Astronomy.

L'équipe de Lopes a utilisé les données de la mission Cassini de la NASA, qui a fonctionné entre 2004 et 2017 et a effectué plus de 120 survols de la lune de la taille de Mercure. Plus précisément, ils ont utilisé les données de l'imageur radar de Cassini pour pénétrer l'atmosphère opaque d'azote et de méthane de Titan. En outre, l'équipe a utilisé les données des instruments visibles et infrarouges de Cassini, qui ont pu capturer certaines des plus grandes caractéristiques géologiques de Titan à travers la brume de méthane.

"Cette étude est un exemple d'utilisation d'ensembles de données et d'instruments combinés", a déclaré Lopes. "Bien que nous n'ayons pas eu de couverture mondiale avec un radar à synthèse d'ouverture [SAR], nous avons utilisé les données d'autres instruments et d'autres modes du radar pour corréler les caractéristiques des différentes unités de terrain afin que nous puissions déduire ce que sont les terrains même dans les zones où nous ne ' Je n'ai pas de couverture SAR."

Williams a travaillé avec l'équipe du JPL pour identifier quelles unités géologiques sur Titan pourraient être déterminées en utilisant d'abord les images radar, puis pour extrapoler ces unités aux régions non couvertes par le radar. Pour ce faire, il s'est appuyé sur son expérience de travail avec des images radar sur l'orbiteur Magellan Venus de la NASA et sur une précédente carte géologique régionale de Titan qu'il avait développée.

"La mission Cassini a révélé que Titan est un monde géologiquement actif, où les hydrocarbures comme le méthane et l'éthane jouent le rôle de l'eau sur Terre", a déclaré Williams. « Ces hydrocarbures pleuvent à la surface, coulent dans les ruisseaux et les rivières, s'accumulent dans les lacs et les mers et s'évaporent dans l'atmosphère. C'est un monde assez étonnant !


Vénus

Si nous regardons la deuxième planète la plus proche du Soleil, nous verrons un objet recouvert d'une atmosphère très épaisse en raison d'un effet de serre incontrôlable. Ces deux caractéristiques font que la planète en question est également la plus chaude de notre système solaire. La planète que nous regardons est Vénus et cette information est bien connue. Ce qui n'est pas bien connu, c'est comment les informations d'une planète aussi infernale ont été récupérées et comment elles nous aident à mieux comprendre la cause de l'atmosphère extrême. Après avoir examiné certaines des caractéristiques atmosphériques de Vénus, nous discuterons de la façon dont les informations ont été obtenues et de la façon dont les informations trouvées nous permettent de comprendre les caractéristiques de l'atmosphère.

Un regard sur le globe de Vénus. Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA/JPL

Une introduction à Vénus

Alors que Vénus et la Terre sont très similaires dans leur taille, leur masse et leur force gravitationnelle, la composition atmosphérique de ces deux planètes est extrêmement différente. Vénus a une atmosphère très dense composée de 96,5% de dioxyde de carbone. 1 Cela conduit à un effet de serre incontrôlé qui piège la chaleur dans l'atmosphère. 2 C'est l'un des principaux facteurs qui fait que les températures moyennes à la surface de Vénus sont de 464°C. 1 La planète Vénus est couverte de nuages ​​composés d'acide sulfurique de plusieurs kilomètres d'épaisseur. 2 Pour cette raison, nous ne pouvons pas voir la surface de Vénus simplement en la regardant, nous avons besoin de l'aide d'autres équipements d'imagerie.

Dans les paragraphes suivants, nous examinerons l'historique des différentes sondes envoyées à Vénus tout en discutant de leurs découvertes et de l'équipement utilisé par chaque sonde. Dans un premier temps, nous discuterons de la sonde Mariner 2 et de ses découvertes sur l'atmosphère de Vénus. Ensuite, nous examinerons les sondes Vega 1 et amp 2 avec une brève discussion sur l'équipement qu'elles ont utilisé pour étudier Vénus. Ensuite, il y aura un examen du Pioneer Venus Orbiter et de ses différentes découvertes concernant Vénus. Enfin, nous terminerons par une mention de la Vénus Express et de sa pertinence pour l'étude de l'atmosphère et de la surface de Vénus.

Dans le lien intégré ci-dessous, la vidéo donnera un bref aperçu de Vénus, y compris, mais sans s'y limiter, certains faits sur l'orbite, la température et l'atmosphère de Vénus, la vue de Vénus depuis la Terre et une discussion sur la découverte des sondes envoyées à Vénus, y compris le sondes Venera.

Un concept d'artiste de Mariner 2 avec l'aimable autorisation de la NASA/JPL.

Mariner 2 a été lancé dans la fusée Atlas-Agena B le 27 août 1962 depuis Cap Canaveral. 3 Son objectif était d'observer et de restituer des informations sur l'atmosphère, le champ magnétique, l'environnement des particules chargées et la masse. 3

L'équipement de cette mission a réussi à observer le lent mouvement rétrograde de Vénus, une pression de surface élevée causée par l'atmosphère, des températures de surface élevées, une atmosphère principalement composée de dioxyde de carbone, une couverture nuageuse constante avec la plus haute altitude atteignant 60 km, et a été incapable de détecter un champ magnétique. 3

Le fait que l'atmosphère soit composée principalement de dioxyde de carbone est une cause majeure de l'effet de serre incontrôlable sur Vénus. 4 Lorsque le Soleil chauffe Vénus, la planète émet un rayonnement infrarouge qui est piégé à cause du dioxyde de carbone agissant de manière opaque sur la longueur d'onde infrarouge. 4 Cela explique en partie pourquoi la température de surface de la planète est extrêmement élevée. 4

La vidéo décrit comment le Mariner 2 pourrait faire le voyage jusqu'à Vénus en utilisant des ordinateurs de cette époque. Il explique comment la mission a pris une longue orbite incurvée plutôt qu'un chemin droit vers Vénus. Il met également en évidence le succès de Mariner 2 à atteindre son orbite prévue à la bonne date d'arrivée.

Une photo de Vega 2 avec l'aimable autorisation de la NASA

Vega 1 a été lancé le 15 décembre 1984 et Vega 2 a été lancé le 21 décembre 1984. 5 Les deux satellites Vega étaient identiques et transportaient les sondes d'entrée de Vénus jusqu'à Vénus. Une fois sur place, ils lâcheraient les sondes dans l'atmosphère avant de passer à l'observation de la comète Halley. 5 Les sondes ont été utilisées pour étudier l'atmosphère et la croûte superficielle de Vénus. 5

Une fois qu'elle a atterri, la sonde acquiert un petit échantillon de surface sur lequel effectuer une spectroscopie gamma et une fluorescence X. 5 Un ballon à pression constante a également été lâché dans l'atmosphère avec la sonde. Ce ballon a été utilisé pour mesurer les aspects du système nuageux de Vénus et il a flotté à environ 50 km. 5

Pionnier Vénus Orbiter

Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA-ARC

Le jour de lancement de cet orbiteur était le 20 mai 1978. 6 Le Pioneer Venus Orbiter a été mis en orbite autour de Vénus, pour effectuer plusieurs expériences différentes, le 4 décembre 1978. 6

L'orbiteur pourrait mesurer la distribution verticale des nuages, les caractéristiques de surface, les émissions infrarouges, les émissions ultraviolettes, le champ magnétique, les caractéristiques thermiques, le champ de gravité et la haute atmosphère de Vénus. 6 Il y avait aussi quelques expériences pour déterminer solaire le vent solaire et ses interactions avec Vénus. 6

Cette vidéo explique comment l'objectif principal du Pioneer Venus Orbiter était d'étudier l'effet du vent solaire sur l'environnement de Vénus, d'utiliser l'imagerie radar pour cartographier la surface et d'étudier la haute atmosphère.

La Vénus Express

Le Venus Express a été lancé le 9 novembre 2005 et est arrivé à Vénus le 11 avril 2006. 7 Le Venus Express est ensuite resté en orbite et opérationnel jusqu'à ce que le contact avec le satellite soit perdu le 28 novembre 2014. 7

Le Vénus Express est très important pour nos recherches car l'objectif de sa mission était d'étudier l'atmosphère et l'environnement plasma de Vénus. 7 Il s'est penché sur le rôle joué par les gaz à effet de serre dans la création de l'atmosphère et a étudié des aspects de la surface tels que les volcans et l'activité sismique. 7

La vidéo décrit comment, lorsque le Venus Express approchait de la fin de sa mission, le Venus Express a été utilisé pour faire des observations très rapprochées de la planète. Selon la vidéo, ils ont utilisé une méthode connue sous le nom de manœuvres aériennes pour larguer le Venus Express à une distance de seulement 130 km de la surface.

Une carte topographique de Vénus, image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA/JPL/USGS

Même avec ses conditions de surface difficiles et ses conditions atmosphériques intenses, Vénus peut toujours être mesurée à l'aide d'outils créés spécifiquement pour le travail. Une expérience différente doit être développée pour chaque groupe distinct de données collectées. L'examen des outils utilisés pour obtenir des données sur une planète extrême telle que Vénus nous permet de mieux comprendre comment les scientifiques obtiennent des données dans l'espace et comment ils peuvent surmonter des conditions où la plupart des équipements seraient incapables de survivre.


Et si l'atmosphère de Titan était comme celle de Vénus ? - Astronomie

Mars a perdu la majeure partie de son atmosphère il y a longtemps à cause du vent solaire en raison de l'absence d'un champ électromagnétique significatif. Titan de Saturne a une atmosphère plus dense que celle de la Terre, mais Titan est un corps plus petit que Mars. Pourquoi le vent solaire n'a-t-il pas emporté l'atmosphère de Titan ?

En gros, à la distance de Saturne, la puissance électromagnétique solaire par unité de surface et le flux de vent solaire sont suffisamment faibles pour que les éléments et composés volatils sur les planètes telluriques aient tendance à s'accumuler dans les trois phases. La température de surface de Titan est également assez basse, environ 90 K. Par conséquent, les fractions massiques des substances qui peuvent devenir des constituants atmosphériques sont beaucoup plus importantes sur Titan que sur Terre.

En fait, les interprétations actuelles suggèrent que seulement environ 70% de la masse de Titan est constituée de silicates, le reste étant principalement constitué de diverses glaces H2O et de NH3-H2O (hydrates d'ammoniac). Le NH3, qui peut être la source originale du N2 atmosphérique de Titan, peut constituer jusqu'à 8 % de la masse de NH3-H2O.

Une grande partie de l'atmosphère d'origine semble avoir été perdue au cours du temps géologique. Mais depuis que Titan a commencé avec un budget volatil proportionnellement plus important que la Terre ou Mars, la pression atmosphérique à sa surface reste près de 1,5 fois celle de la Terre. Il est possible que la plupart des pertes atmosphériques se soient produites à moins de 50 Ma d'accrétion, à cause d'un échappement hautement énergétique d'atomes légers emportant une grande partie de l'atmosphère (événement de soufflage hydrodynamique). Un tel événement pourrait être provoqué par les effets de chauffage et de photolyse de la production plus élevée de photons de rayons X et ultraviolets (XUV) du Soleil primitif.

Nous ne savons pas vraiment pourquoi seul Titan a une atmosphère épaisse, alors que Ganymède et Callisto, structurellement similaires, ne le font pas. Les températures ont peut-être été trop élevées (bien au-dessus

40K) dans la sous-nébuleuse jovienne en raison de la plus grande libération d'énergie potentielle gravitationnelle, de la masse et de la proximité du Soleil, réduisant considérablement l'inventaire d'hydrates de NH3 accumulé par Callisto et Ganymède. Les atmosphères N2 résultantes ont peut-être été trop minces pour survivre aux effets de l'érosion atmosphérique auxquels Titan a résisté.

Alternativement, les impacts cométaires peuvent libérer plus d'énergie sur Callisto et Ganymède qu'ils ne le font sur Titan en raison du champ gravitationnel plus élevé de Jupiter. Les énergies supérieures pourraient éroder les atmosphères de Callisto et de Ganymède, tandis que le matériau cométaire construirait l'atmosphère de Titan. Néanmoins, les rapports D/H suggèrent qu'il est peu probable que l'apport cométaire soit le principal contributeur à l'atmosphère de Titan.

Comme pour Mars, le champ magnétique interne de Titan est négligeable, voire inexistant. De plus, la vitesse relative entre le champ magnétique de Saturne et Titan accélère en fait les réactions dans l'atmosphère de Titan, au lieu de protéger l'atmosphère du vent solaire.

Si vous souhaitez connaître la recherche sous-jacente et plus de détails techniques, je les ai publiés en ligne en tant qu'entrée co-éditée.

Cette page a été mise à jour le 18 juillet 2015.

A propos de l'auteur

Suniti Karunatillake

Après avoir appris les ficelles de la physique au Wabash College, IN, Suniti Karunatillake s'est inscrite au département de physique en tant que doctorante en août 2001. Cependant, l'appel des planètes, inculqué dans l'enfance par les documentaires de Carl Sagan et les romans d'Arthur C. Clarke , était trop fort pour l'y maintenir ancré. Suniti a été apprenti avec Steve Squyres pour devenir un explorateur planétaire. Il joue principalement avec les données du Mars Odyssey Gamma Ray Spectrometer et des Mars Exploration Rovers pour son projet de thèse sur la géochimie de surface martienne, mais s'appuie souvent sur la synergie de nombreuses missions de télédétection et de surface pour réaliser l'histoire de Mars. Il travaille maintenant à Stonybrook.


Que se cache-t-il sous les nuages ​​de la planète Vénus ?

Notre planète voisine Vénus a fasciné et inspiré différentes cultures à travers l'histoire. Vénus doit son nom à la déesse romaine de l'amour, de la beauté et de la fertilité. On peut souvent voir la planète Vénus scintiller comme l'un des objets les plus brillants du ciel nocturne. Elle est parfois appelée sœur jumelle de la Terre en raison de sa taille, de sa composition, de sa masse et de sa proximité avec le Soleil. Mais c'est là que s'arrêtent les similitudes, car les observations modernes de Vénus ont révélé un monde étrange, presque infernal, enveloppé d'une atmosphère dense et compliquée composée principalement de dioxyde de carbone.

Cette couverture d'atmosphère épaisse se trouve à environ 40 miles ou 64 kilomètres au-dessus de la surface de la planète, bloquant notre vue sur ce qui se trouve sous les sommets des nuages. Depuis 1960, les astronomes utilisent les puissants signaux radar des radiotélescopes sur Terre et des satellites en orbite autour de Vénus pour pénétrer dans les nuages ​​et cartographier la planète. Cela a abouti à des images qui ont révélé la mystérieuse surface vénusienne.

Ce n'est pas seulement d'en haut que nous avons pu observer notre voisin planétaire. Grâce à une série de sondes nommées Venera qui ont été lancées par l'Union soviétique dans les années 1970 et 1980. Les paysages de Vénus ont été capturés et nous ont été révélés pour la première fois. Tout au long du programme, 13 sondes ont réussi à atteindre Vénus tout en transmettant des données à la Terre. Huit d'entre eux ont atterri avec succès à la surface, mais seulement quatre ont pu nous fournir des photographies nous donnant un aperçu de ce qui se cache sous les épais nuages ​​vénusiens.

L'étude de Vénus a révélé que sa surface était complètement inhospitalière pour la vie telle que nous la connaissons. C'est un endroit chaud et extrêmement sec avec des températures qui s'élèvent à environ 465 degrés Celsius ou 870 degrés Fahrenheit. Parce que la planète souffre d'un effet de serre incontrôlable causé par l'atmosphère épaisse de la planète qui piège la chaleur, c'est l'un des endroits les plus chauds du système solaire.

L'atmosphère est également extrêmement dense, si vous pouviez vous tenir sur cette planète, vous subiriez des pressions allant jusqu'à 92 bar. Cette pression est similaire à 3 000 pieds ou 914 mètres sous l'eau. Le paysage vénusien déformé est principalement recouvert d'anciennes coulées de lave qui ont créé des plaines plates et lisses. Cependant, plusieurs grandes montagnes et volcans sont également dispersés sur cette surface infernale, comme la plus haute montagne de la planète, Maxwell Montes. Cette montagne mesure 7 miles ou 11 kilomètres de haut, ce qui la rend plus grande que le mont Everest.

Dans les nuages ​​denses au-dessus, les éclairs et le tonnerre crépiteraient avec de l'acide sulfurique pleuvant de la haute atmosphère, mais la chaleur torride empêcherait les gouttelettes de toucher le sol aride. La lumière du Soleil serait diffusée par les molécules de dioxyde de carbone qui dominent l'atmosphère, donnant à la surface et au ciel une teinte jaunâtre brumeuse. La nuit, ce serait une couverture sans étoiles d'obscurité totale.

L'environnement vénusien est si extrême que les sondes d'atterrissage de Venera n'ont pu durer qu'environ 2 heures avant d'être écrasées et fondues. Cela signifie que nous en savons encore relativement peu sur ce mystérieux monde infernal.


Activité tectonique

Figure 4. Crêtes et fissures : Cette région des plaines de Lakshmi sur Vénus a été fracturée par des forces tectoniques pour produire une grille hachurée de fissures et de crêtes. Assurez-vous de remarquer les caractéristiques linéaires les plus faibles qui sont perpendiculaires aux plus brillantes. Comme il s'agit d'une image radar, la luminosité des crêtes indique leur hauteur relative. Cette image montre une région d'environ 80 kilomètres de large et 37 kilomètres de haut. Lakshmi est une déesse hindoue de la prospérité. (crédit : modification de travaux par Magellan Team, JPL, NASA)

Les courants de convection de matière en fusion dans le manteau de Vénus poussent et étirent la croûte. De telles forces sont appelées tectonique, et les caractéristiques géologiques qui résultent de ces forces sont appelées caractéristiques tectoniques. Sur les plaines des basses terres de Vénus, les forces tectoniques ont brisé la surface de lave pour créer des motifs remarquables de crêtes et de fissures (Figure 4). À quelques endroits, la croûte s'est même déchirée pour générer des vallées de faille. Les caractéristiques circulaires associées aux couronnes sont des crêtes et des fissures tectoniques, et la plupart des montagnes de Vénus doivent également leur existence aux forces tectoniques.

The Ishtar continent, which has the highest elevations on Venus, is the most dramatic product of these tectonic forces. Ishtar and its tall Maxwell Mountains resemble the Tibetan Plateau and Himalayan Mountains on Earth. Both are the product of compression of the crust, and both are maintained by the continuing forces of mantle convection.


Seasons

Because the declination of the Sun in Titan’s sky changes over a range of nearly 60 degrees throughout the Saturnian year of nearly 30 Earth years, Titan is expected to exhibit seasonal changes in its atmosphere and on its surface. During the main Cassini mission in 2004–2008, which occurred in the southern hemisphere’s summer, more clouds and lakes were observed in the northern polar regions, where it was winter. Clouds in the temperate zones were observed only in the southern hemisphere. There were indications that this situation would reverse, at least in part, as an equinox approached in 2010 and clouds in the northern temperate zones appeared for the first time.