Étude de l’atmosphère de Vénus à l’aide d’un modèle de réfraction lors du passage devant le Soleil

Étude de l’atmosphère de Vénus à l’aide d’un modèle de réfraction lors du passage devant le Soleil

Présentation générale de la planète

Données générales

Vénus est la seconde planète du système solaire, située à 0.72 Unité Astronomique (UA 1 ) du Soleil. C’est une planète rocheuse (ou tellurique) qui est considérée comme la sœur jumelle de la Terre car, outre le fait qu’elles se sont formées dans la mˆeme région du système solaire interne et sont donc très proches, leur taille est similaire (RV enus = 1. 1 UA = 149 597 870 700 ± 3 m, mesure effectuée par télémétrie [Pitjeva and Standish (2009)] et admise dans la résolution B2 de l’U.A.I. en 2009 33 Figure 1.1 – Image à l’échelle de la planète Vénus (droite) et de la Terre (gauche) (crédit : NASA). 0.9499 ◊ RT erre). La Fig. 1.1 montre les deux planètes à l’échelle, on constate que leur aspect géomorphologique est drastiquement opposé. Vénus, recouverte d’une épaisse couche de nuages d’acide sulfurique, n’a pu ˆetre cartographiée que grˆace à l’imagerie radar, depuis le sol à partir des années 1950-1960 puis depuis l’espace (mission Magellan, cf. Table 1.2). La Table 1.1 [Colin (1983)] résume quelques-unes de ces caractéristiques.

Caractéristiques orbitales

Très peu inclinée sur le plan de son orbite (2.6¶ ), celle-ci étant de plus d’excentricité quasi-nulle, Vénus ne présente pas de phénomènes saisonniers significatifs, au contraire de Mars et de la Terre dont le climat est marqué par les saisons. L’année sur Vénus dure 224.7 jours soit environ 7 mois et demi terrestres. La rotation autour de son axe se fait dans le sens rétrograde, selon un cycle de 243.02 jours terrestres, soit environ 8 mois terrestres. Le jour se lève donc à l’ouest sur la planète et il se couche à l’est. La faible vitesse angulaire de rotation à l’équateur (6.52 km/h) correspond à une durée du jour solaire apparent de ≥117 jours terrestres. Vénus ne possède pas de satellite naturel. Mercure comme Vénus sont susceptibles de passer à intervalles réguliers devant le disque solaire pour un observateur terrestre, ou depuis un satellite en orbite terrestre, produisant un passage ou plus communément transit (ci-après, section 1.5). Dans la suite de cette thèse, c’est le terme transit qui sera retenu. 

L’atmosphère

Les propriétés de l’atmosphère de Vénus en font une planète tout sauf hospitalière. La principale caractéristique de l’atmosphère est la présence d’une épaisse couche de nuages constitués de fines gouttelettes d’acide sulfurique, répartis en couches stables et stratifiées entre 47 km et 70 km d’altitude. Cette épaisse couche nuageuse procure à Vénus un albédo bolométrique de 0.67 (contre environ 0.3 pour la Terre), le plus élevé des planètes telluriques du système solaire. Ce fort albédo nous permet de la voir distinctement à l’œil nu depuis la Terre, mais la couche nuageuse nous dissimule également la surface. La pression au sol est près de cent fois supérieure à celle sur Terre, la température moyenne est de 737 K (≥ 462¶C) à la surface. Son atmosphère neutre est composée à environ 96.5% de CO2, 3.5% N2 et de divers constituants minoritaires comportant de fortes variations en altitude, comme H2O (environ 30 ppmv entre 0- 45 km, 1-5 ppmv au-dessus de 70 km), SO2 (environ 150 ppmv dans la troposphère, un facteur 1000 inférieur au-dessus de 70 km), mais également des variations en latitude, et dans le cas de SO2 de fortes variations temporelles au-dessus de 70 km, à différentes échelles de temps [von Zahn et al. (1983); de Bergh et al. (1995); Fegley et al. (1997); de Bergh et al. (2006); Bertaux et al. (2007); Encrenaz et al. (2013); Marcq et al. (2013)]. 

La surface et l’intérieur

Au plan géophysique, la surface se caractérise par de vastes ensembles crustaux émergeant de plaines basaltiques, elles-mˆemes structurées par l’activité tectonique et le volcanisme passés. La structure interne des deux planètes pourrait également différer – en particulier, l’absence de tectonique des plaques apparente pourrait indiquer la présence d’un noyau plus chaud que le noyau terrestre, donc dans un plus grand état de fluidité – ce que pourrait refléter le champ gravitationnel, encore très peu mesuré [Cottereau et al. (2011)]. En dépit des mesures de la mission Magellan et des quelques contraintes sur la nature de la surface par les sondes Vénera, les modèles sont extrˆemement sous-contraints et de nouvelles missions spatiales sont nécessaires pour comprendre l’évolution de la surface et de l’intérieur de Vénus.

L’exploration spatiale de Vénus

Les étapes pour l’exploration d’une planète du système solaire sont constituées de différents types de mission : les fly-by qui sont des survols de la planète. Les orbiteurs, ce sont des satellites mis en orbite autour de la planète et qui effectuent des mesures depuis l’espace. Les atterrisseurs, ou landers, engins contrˆolés à distance et déployés à la surface de la planète, parfois susceptible de se déplacer (rovers). Les sondes atmosphériques, qui effectuent des mesures durant leur descente, jusque dans la basse atmosphère et enfin, les ballons, ou aérostats, déployés durant un laps de temps court dans l’atmosphère de la planète et prennent des mesures et des images le temps de leur dérive. Vénus est plus rapprochée de la Terre que ne l’est la planète Mars dans leur meilleure configuration. Comme pour toute insertion en orbite planétaire, une des principales difficultés réside dans le freinage aux abords de la planète. La sonde VCO/Akatsuki 2 [Nakamura et al. (2016)] est la dernière mission en date à avoir été lancée vers 2.  Densité moyenne (g.cm≠3 ) 5.24 Gravité de surface (m.s≠2 ) 8.87 Vitesse moyenne d’échappement (km.s≠1 ) 10.46 Albédo géométrique visuel 0.65 Magnitude -4.4 Constante solaire (W.m≠2 ) 2613.9 Paramètres orbitaux Distance moyenne au Soleil (UA) 0.72 Période de révolution sidérale (jours terrestres) 224.70 Période de rotation sidérale (jours terrestres) 243.01 Jour solaire (jours terrestres) 116.75 Période synodique (jours terrestres) 583.92 Vitesse orbitale moyenne (km.s≠1 ) 35.05 Excentricité (¶ ) 0.006787 Inclinaison par rapport au plan de l’écliptique (¶ ) 3.39 Table 1.1 – Tableau des paramètres physiques et orbitaux de Vénus Vénus et qui a malheureusement manqué sa mise en orbite, elle a été lancée le 20 mai 2010 et était supposée entrer en orbite le 6 décembre 2010, il a fallu attendre le 7 décembre 2015 afin de retenter sa mise en orbite qui cette fois fut un succès. 

Explorations passées et en cours

Vénus compte 41 missions terminées à son actif, ayant eu des succès très inégaux, principalement des échecs au lancement dans les premières années de la conquˆete spatiale. Au total, on compte 30 missions soviétiques, 9 missions de la NASA, 1 mission conjointe NASA-ESA-ASI (Cassini-Huygens) et la récente mission de l’ESA (Venus Express). 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 ˆetre mesurés in-situ à l’aide d’instruments embarqués sur la sonde automatique. La présence de dioxyde de soufre (SO2) est établie en 1979 par l’observation à moyenne résolution spectrale dans le proche ultraviolet, mais depuis la Terre, illustrant la complémentarité entre les mesures spatiales et les mesures au sol. La vapeur d’eau détectée en extrˆemement faibles quantités (environ 30 parties par million ou ppm, 1 ppm = 0.001%) fait de Vénus la planète la plus sèche du système solaire. Parmi les plus audacieuses missions d’exploration de l’atmosphère de Vénus figure la mise à poste d’aérostats déployés lors de la mission Véga les 11 et 15 juin 1985. La mission Venus Express de l’ESA, dérivée de la sonde Mars Express, est lancée avec succès en 2005. Une seule mission est actuellement active, Venus-Climate-Orbiter/Akatsuki. Ses objectifs : étudier les conditions météorologiques sur Vénus, confirmer la présence d’éclairs dans les nuages épais et la recherche de signes de volcanisme actif. La Table 1.2 regroupe les missions passées et en cours qui visent la conquˆete de Vé36 nus, la plupart des missions entre 1961 et 1965 furent des échecs. L’URSS et les USA s’affrontaient durant la guerre froide au niveau de la conquˆete spatiale. La rapidité d’envoi des appareils pour conquérir le système solaire comptait alors parfois autant que leur fiabilité attendue, et ainsi montrer la suprématie dans le domaine de la propulsion et des lancements d’engins spatiaux. Mais néanmoins, des résultats scientifiques exceptionnels ont peu à peu enrichi notre connaissance de la planète, de son atmosphère, sa surface et son environnement. Outre les premiers résultats cités plus haut, c’est surtout grˆace à la mission Magellan et à son radar [Saunders et al. (1990)] que l’on dispose désormais d’une couverture globale de la surface de Vénus. Les missions Venera-9 et Venera-10 ont atterri sur Vénus en 1978, et ont transmis les premières images en noir et blanc de la surface. Venera 13 et Venera 14 ont atterri en 1982, et chacun de ces atterrisseurs a fourni les premiers panoramas en couleur de la surface, les seuls à ce jour (Fig. 1.2). La sonde Venus Express de l’Agence Spatiale Européenne, lancée en 2005, a fourni plus de données en volume que l’ensemble des missions précédentes.