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Les nuages peuvent être formés directement par la transition de phase vapeur-liquide ou bien

à l’aide d’une surface pré-existante qui facilite la formation de gouttelettes nuageuses (chapitre

3,

page

41). Les particules qui apportent cette surface sont appelées noyaux de condensation (CCN

pour

Cloud Condensation Nuclei). Il s’agit des aérosols solides en suspension dans l’atmosphère de

Vénus qui sont activés par la nucléation hétérogène (ces notions sont détaillées dans le chapitre

3).

L’idée d’un noyau de condensation est soutenue par les observations faites par Cimino (1982), qui

à partir des mesures en occultation radio soutient l’idée que le mode 3 est composé d’un matériel

absorbant recouvert d’acide sulfurique.

Dans le même état d’esprit, Grinspoon et al. (1993) montre par des simulations dans l’absorption

IR dans les nuages vénusiens que le mode 3 des particules est composé d’un matériel inconnu qui

représente 50 % du volume de la particule. Mais de quel type de matériel peut-il s’agir ?

Poussières météoritiques

Les météoroïdes sont ablatés et vaporisés dans l’atmosphère terrestre entre 70 et 120 km d’alti-

tude ; des particules météoritiques de la taille du nanomètre se forment par re-condensation de ces

vapeurs. Pour Vénus, le même principe est appliqué pour les modèles de nuages.

Selon Turco et al. (1983), la poussière météoritique dans l’atmosphère de Vénus est similaire à la

poussière météoritique présente dans l’atmosphère terrestre et peut servir de noyaux de conden-

sation pour former la brume supérieure. Gao et al. (2014) considèrent également les poussières

météoritiques comme noyaux de condensation pour la formation de gouttelettes aux altitudes du

nuage haut. Les aérosols sont aussi transportés par la dynamique atmosphérique et permettent la

formation des gouttelettes dans les nuages médians et bas.

Absorbant inconnu dans l’ultraviolet

Les premières photos de la planète effectuées par Wright (1927) et Ross (1928) mettent en

évidence des zones sombres et claires dans les nuages de Vénus. Un absorbant UV est alors détecté et

étudié par les missions spatiales commeMariner 10 (Anderson et al., 1978) ou Venus Express (figure

1.13). De quoi s’agit-il ? Les gouttelettes liquides n’abritent-elles pas un noyau solide sur lequel elles

se sont formées ? Si tel est le cas, alors quelles particules solides, présentes dans l’atmosphère de

Vénus peuvent absorber l’ultra-violet ?

Gehrels et al. (1979) observent que l’absorbant UV polarise peu par rapport aux aérosols connus et

excluent l’hypothèse d’un gaz. De nombreuses autres espèces sont alors considérées comme CH

2

O,

C

3

O

2

, NOHSO

4

, NO

2

, Cl

2

, etc.

Les espèces chlorées sont écartées car la quantité nécessaire pour reproduire les zones sombres

observées dans les nuages est supérieure par rapport à ce que les modèles photochimiques produisent

(Krasnopolski et al., 2006).

À l’aide des observations deVIRTIS, Cottini et al. (2015) montrent qu’il n’y a pas de corrélation

systématique entre les nuages, la vapeur d’eau et l’absorbant UV. Toutefois, les auteurs mettent en

évidence une coïncidence entre les zones assombries par l’absorbant UV et les régions où le sommet

des nuages est élevé. À l’inverse, les zones moins sombres coïncident avec un sommet des nuages

bas. L’absorbant UV est également observé plus en profondeur dans la couche nuageuse dans les

basses latitudes.

Absorbant dans l’ultraviolet et polysoufres

Le cyclo-octet de soufre, noté S

8

, est la chaîne de molécules de soufre la plus stable, ayant un

haut indice de réfraction et absorbant dans l’ultraviolet (Spear and Adams, 1965).

Hapke et al. (1974) et Hapke and Nelson (1975) sont les premiers à proposer le soufre comme absor-

beur ultraviolet dans les nuages. Pour atteindre cette déduction, ils ont fait une analyse spectrale de

l’atmosphère et ont regardé les composants les plus abondants. Le soufre est le seul composant qui

géochimiquement a une absorption spectrale cohérente avec les mesures d’albédo de Vénus. Cette

hypothèse d’utiliser une chaine soufrée (S

x

) est soutenue par Toon et al. (1982) et soulignée par

Schulze-Makuch (2004) qui utilise des S

8

comme noyaux dans les gouttelettes.

Son utilisation en tant que noyau de condensation permet aux modélisateurs de comprendre le cycle

du soufre, le lien entre l’absorbant UV observé dans les nuages et la formation des nuages. De plus,

les cycles du soufre et le SO

2

sont corrélés avec les zones d’absorption dans l’UV (Lee et al., 2015).

À première vue, il s’agit d’un bon candidat comme CCN. Cependant, le soufre ne réagit pas avec

l’acide sulfurique. En effet, Young (1983) montre que la mouillabilité du soufre par l’acide sulfurique

est très faible. Ce seraient les particules de soufre qui recouvrent la gouttelette de solution binaire

(Ohtake, 1993) et non l’inverse.

Pour ces raisons, les polysoufres ne semblent pas être l’absorbant UV présent dans les nuages ni de

bons candidats à la formation des gouttelettes.

D’autres pistes pour les noyaux de condensation ?

Les données RADAR

Magellan ont permis de détecter des dunes à la surface de Vénus. L’ori-

gine de ces monticules peut être l’accumulation de particules éjectées suite à un cratère d’impact

(Garvin et al., 1990). Bien que les conditions menant au transport éolien de sable restent inconnues

sur Vénus, cette hypothèse n’est pas écartée par Kreslavsly et al. (2016). Cependant, l’absence de

convection et de vents forts à la surface de la planète (chapitre1, section1.4) nous permet de dire

que les particules sableuses du sol ne peuvent pas être transportées 30 km plus haut, dans la couche

nuageuse.

La moyenne et la haute atmosphère peuvent être ionisées par le rayonnement cosmique et ainsi

permettre la formation de nuage par nucléation induite par les ions (Aplin et al., 2013). L’ionisation

de la moyenne et de la haute atmosphères due à une intense activité solaire est également étudiée

(Plainaki et al., 2016).

Enfin, la question des volcans actifs sur Vénus est encore débattue (Shalygin et al., 2015) mais

l’hypothèse d’éruptions volcaniques explosives n’est pas écartée (Airey et al., 2015). La poussière

volcanique peut-elle atteindre les hautes altitudes et servir de CCN pour la formation des goutte-

lettes ?

Nous avons évoqué les différentes théories publiées au sujet des noyaux de condensation qui

concernent également cette thèse. Cependant, pouvons-nous exclure la possibilité d’une biosphère

vénusienne dans les gouttelettes ? Cette hypothèse peut-elle expliquer les zones sombres détectées

dans l’ultraviolet ? Le lecteur intéressé est invité à consulter l’annexe

Apage

131.

1.6. NUAGES CORROSIFS

Fig. 1.12 –

La concentration en nombre (cm−3) des gouttelettes nuageuses en fonction des trois couches nuageuses et des modes des particules. Chaque log-normale a été tracée en fonction des mesures prises par LCPS à bord de Pioneer Venus (Knollenberg and Hunten, 1980).

Fig. 1.13 –

Image UV de Vénus prise en 2008 par VMC (Venus Monitoring Camera) embarqué sur Venus Express. Le pôle Sud est dans le coin supérieur droit de l’image. Crédits : ESA/MPS/DLR/IDA.

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