BUT I: Comprend l’évolution précoce et l’habitabilité potentielle de Vénus pour comprendre l’évolution des (exo)planètes de la taille de Venus.
Venus et la Terre sont extrêmement proches en termes de distance, de taille et de composition. Les deux planètes devaient donc être quasiment identiques à leur création. Il est essentiel de savoir si Venus a était habitable (au sens favorable à la vie telle que nous la connaissons sur Terre) : si oui, combien de temps et qu’est-ce qui a fait évoluer Vénus vers l’enfer que nous connaissons aujourd’hui. Cela est important afin d’évaluer plus précisément la quantité d’environnement habitable dans l’univers. Avec uniquement la Terre, il est impossible de déterminer la probabilité qu’une planète tellurique soit habitable, avec un second exemple permettrait d’avoir une idée plus précise. De plus, aujourd’hui ; la recherche d’exoplanètes est actuellement un domaine phare de l’astronomie. Il est actuellement difficile, voire impossible, de différencier une exoplanète ayant évoluée comme la Terre ou Vénus. Etudier l’évolution de Venus permettrait d’en apprendre plus sur des milliers de mondes éloignés.
Objectif I.A. : Vénus a-t-elle eu des conditions de surface tempérées et de l’eau liquide à ces débuts ?
Selon les modelés actuels, durant la phase initiale d’accrétion puis de bombardement, Vénus a du recevoir des quantités d’eau similaires à la Terre. Cependant, on en retrouve peu aujourd’hui dans l’atmosphère sous forme de vapeur ou dans l’acide des nuages. Il est nécessaire d’estimer cette quantité d’eau, savoir si elle était liquide (donc la planète était habitable) et comment elle a disparu. Cette information donnerait des indications qui, à terme, à terme, permettrait de savoir si une exoplanète de taille terrestre et dans la zone habitable est restée habitable comme la Terre ou a dérivé vers l’enfer vénusien.
Investigation I.A.HO. Origine hydratées (1)
Cette investigation consiste à chercher des traces laissées par le passé, par de l’eau liquide à la surface de Vénus. Pour cela, il est nécessaire de chercher des traces de roches d’origine volcanique. On peut en trouver des traces de façon géochimique en trouvant des roches comme le granite, qui sur Terre, s’est formé en présence d’eau et qui semble être présent dans les tessera. On cherche aussi des roches sédimentaires que seule l’eau liquide peut former en arrachant des grains de roche puis s’accumule au fond des mers par décantation. La détection de traces d’érosion ou de deltas sédimentaires serait aussi une preuve de présence d’eau dans les temps passés.
Cette information est essentielle car la découverte des traces d’eau liquide sur Venus permettrait de confirmer que la planète a été habitable et d’en apprendre bien plus sur les caractéristiques initiales de la planète. La connaissance sur la formation de la planète permettrait, en la comparant avec la Terre, de déduire des généralités sur la formation des planètes telluriques qui s’appliquerait aux exoplanètes de taille terrestre.
Pour détecter des traces de roches d’origine hydratée, il est d’abord nécessaire d’étudier la réflectivité de la surface sur certaines fréquences, pour pouvoir en déduire nature de la roche et donc leur origine. Cette étude peut se faire depuis l’orbite ou depuis un ballon atmosphérique, avec une préférence pour ces derniers car certaines fréquences sont bloquées par les nuages de Venus. Des études radar de haute précision (type envison) permettraient de détecter des traces geomorphiques comme les traces d’érosion. Un atterrisseur lui apporterait énormément d’informations sur la chimie du sol mais il a une durée de vie réduite et une capacité de manœuvres réduites ou inexistantes. Il est donc nécessaire d’avoir plus d’informations afin de choisir un site d’atterrissage pour augmenter la probabilité de tomber sur des rochers intéressants.
Investigation I.A.RE. Recyclage (1)
Le recyclage crustal est le cycle géologique qui fait disparaitre la croute planétaire en certains points et réapparaitre ailleurs. Sur Terre c’est la tectonique des plaques qui produit de la croute océanique dans les dorsales et les détruit au niveau des fosses. Cette investigation consiste à rechercher les traces d’un tel cycle présent ou passé sur Venus. Il peut se manifester par une activité sismique, des déformations de surface et une composition particulière de la roche.
Cette investigation est essentielle car une activité géologique influence, et est influencée par les conditions environnementales en surface. On pourrait avoir des informations plus précises sur les origines de certains composants atmosphériques qui ont rendu la planète inhabitable.
Pour décrire ce recyclage crustal, il faudrait premièrement des images radar bien plus précises que celles qu’a fournies Magellan afin de trouver des traces de mouvements de roche. Il faudrait aussi des analyses de roches in-situ dans des dépôts de lave pour en déduire la composition et leur origine. Pour finir, une étude des activités sismiques au moyen de capteurs au sol ou de suivis de déformations des terrains, permettrait de savoir si ce recyclage est encore en cours.
Investigation I.A.AL. Pertes atmosphérique (2)
Les pertes d’atmosphère sont dues à la migration de la vapeur d’eau vers le haut de l’atmosphère où elle est brisée par les rayons UV du soleil en hydrogène et oxygène. L’hydrogène particulièrement léger est soufflé par les vents solaires (flots de particules projetés dans l’espace). Ce phénomène serait à l’origine de la forte proportion (100 fois plus que sur Terre) de deutérium (isotope lourd de l’hydrogène, moins sensible au vent solaire que l’hydrogène classique) présent dans l’hydrogène trouvé sur Venus. Ce phénomène a déjà été observé par Pioneer Venus orbiteur et Venus express mais n’a pas été caractérisé avec précision. Il semble lié aux éruptions solaires mais trop peu d’informations sont aujourd’hui disponibles.
Cette investigation est importante car elle permettrait d’en découvrir plus sur un phénomène potentiellement possible sur des exoplanètes. Il permettrait aussi d’expliquer comment l’eau de Venus a été perdu mais sans pouvoir estimer les conditions initiales.
Une des seules solutions pour caractériser ce phénomène serait d’utiliser un ou plusieurs orbiteurs en orbite haute, voire sur un point de LaGrange, afin de mesurer le flot de particules provenant du soleil et sortant de Venus.
Investigation I.A.MA magnétisme (3)
Les premières sondes ont rapidement détecté qu’il n’y avait pas de magnétisme global provoqué par l’effet dynamo du noyau comme sur Terre. Cependant, les éléments magnétiques de la croute ont conservé les traces du magnétisme présent au moment où ils se sont refroidis et figés. Ainsi Pioneer Venus orbiter et Venus express ont détecté de grandes lignes de courant près du pôle sud et Venera 4 en a détecté de plus fines pendant sa chute avant sa destruction.
Cette investigation est cible car permettre d’en connaitre plus sur le magnétisme des planètes telluriques et aurait peut-être un lien avec les pertes atmosphériques mais n’a que peu d’impact sur l’habitabilité de la planète.
Des orbiteurs plus précis pourront mieux caractériser les grands champs magnétiques déjà détectés au pôle sud. Cependant, l’étude la plus intéressante serait l’installation d’un magnétomètre sur des plateformes atmosphériques. En effet, plus près de la croute, elle pourrait détecter des champs plus réduits et faire des mesures sur de grandes superficies qu’elle survole grâce au vent.
Objectif I.B Quelle voie d’évolution planétaire générale Venus a-t-elle suivie ?
En étudiant uniquement la Terre, il est difficile d’établir des conclusions sur l’évolution de planètes telluriques de taille terrestre. Venus ferait un très bon deuxième exemple qui permettrait de connaitre les points de convergence que l’on risque de retrouver sur des exoplanètes où les divergences qui ne devraient donc pas être considérées comme acquis ailleurs. Cet objectif est plus large que l’objectif I.A qui s’intéresse uniquement à l’évolution la plus intéressante qui serait passé par une période habitable (sous-entendu pour la vie telle que nous la connaissons).
Investigation I.B.IS. Isotopes (1)
Pour rappel : un élément (hydrogène, carbone, oxygène etc…) est défini par le nombre de protons dans son noyau et d’électrons environnants qui lui donne ses propriétés chimiques (interaction avec les autres éléments). Cependant le nombre de neutrons varie autour d’un nombre majoritaire. Des éléments identiques avec un nombre de neutrons différent sont appelés isotopes et peuvent renseigner sur l’origine de ces matériaux.
Cette investigation est essentielle car si on observe les mêmes ratios isotopiques sur Venus et sur Terre : cela signifie que le disque protoplanétaire dans lequel les deux sont nées, était homogène et qu’il avait à l’origine une composition similaire.
Pour connaitre ce ratio pour certains gaz, il faut analyser sur place avec un spectroscope. Ce spectroscope peut être monté sur une sonde atmosphérique, plateforme atmosphérique, atterrisseur pendant sa chute.
Investigation I.B.LI lithosphère (1)
Sur Terre, la lithosphère est constituée de la croute et de la partie supérieure rigide du manteau. C’est elle, qui en se déplaçant provoque la tectonique de plaques. Il n’y a pas de telle plaque sur Venus, mais étudier ces déformations permettrait d’imaginer comment était la planète avant. Contrairement à l’investigation I.A.RE qui s’intéresse uniquement au recyclage et à la chimie, cette investigation cherche les traces de mouvement (convectif ou non), leur chronologie et les caractéristiques physiques de la roche qui les subit.
Connaitre le fonctionnement passé et actuel de la lithosphère est considéré comme essentiel car permettrait de faire la relation entre les mouvements observables en surface et les mécanismes profonds de la planète.
Des images radar haute résolution de l’intégralité de la surface permettrait de mieux caractériser les mouvements de surface, les failles tectoniques, ou le volcanisme. Ensuite, il faut comprendre le comportement de la roche. Pour cela, il faut en estimer la quantité d’eau, mesurer son élasticité, et son flux thermique. Pour finir, des mesures sismiques effectuées depuis l’orbite, l’atmosphère ou le sol permettraient de connaitre les activités en cours et la vitesse de déplacement des ondes dans la roche.
Investigation I.B.HF flux de chaleur (2)
Le flux de chaleur lithosphérique est la quantité de chaleur qui s’évacuait au travers de la croute. C’est l’énergie thermique provient des réactions nucléaires du cœur de l’astre. Sur terre, cette chaleur peut s’évacuer par conduction à travers la roche ou au travers d’activités volcaniques comme des éruptions ou de la création de croute dans les dorsales. Selon les modelés actuels, le flux thermique sur Venus est environ la moitié de celui sur Terre, mais on y observe peu ou pas d’activité volcanique et on n’a pas pu mesurer le flux traversant la croute.
Cette investigation est importante car permettrait d’estimer la quantité d’énergie que génère le cœur aujourd’hui et par le passé. De plus, avec des connaissances supplémentaires la composition des roches (I.B LI), cela permettrait d’avoir plus d’informations sur l’épaisseur de la lithosphère.
Des mesures par des atterrisseurs de flux de chaleur en des endroits spécifiques, et à différents moments permettraient une caractérisation générale de ce dernier. On peut aussi avoir une vue plus globale en utilisant des mesures électromagnétiques depuis une plateforme atmosphérique.
Investigation I.B CO Coeur (2)
Au cours de la phase d’accrétion d’une planète, la totalité de cette dernière est en fusion et les éléments les plus denses (le métaux lourd) descendent et se placent au centre de l’astre. Avec le refroidissement de la planète, ce cœur métallique peut devenir solide et avoir un impact sur la vitesse de rotation et le magnétisme de la planète. Sur Venus, on a actuellement peu d’information sur le noyau, on cherche notamment à connaitre son rayon et son moment cinétique.
Ces informations sont importantes car la composition et la taille du noyau a un fort impact sur l’histoire géologique de la planète.
Des mesures de rotation sur une longue période effectuée depuis la Terre et potentiellement aidée par une station sol, permettraient d’en apprendre plus sur le moment cinétique de la planète et en déduire les dimensions du noyau.
But II : comprendre la dynamique et la composition de l’atmosphère de venus.
L’atmosphère de venus est une énorme structure particulièrement complexe. Malgré des siècles d’étude nous ne comprenant pas totalement l’atmosphère terrestre, donc que dire s’un atmosphère 100 fois plus massif ayant était étudier par seulement une dizaine d’orbiteur et quelque sonde atmosphérique.
Objectif II.A : quels processus déterminent la dynamique atmosphérique globale de Vénus ?
Beaucoup de caractéristiques fondamentales de l’atmosphère de Venus sont très méconnus. Le principal est la super rotation de l’atmosphère qui provoque des vents de plusieurs centaines de kilomètres par heure dans la zone des nuages.
Investigation II.A.DD dynamique profonde (1)
L’atmosphère profond est définie comme située sous le sommet de nuage (~70km). On connaît le phénomène de super rotation dans l’atmosphère profond depuis le début du 20eme siècle ou les télescope ont permis de voir les mouvements des nuages. Cependant, ce mouvement n’est pas encore compris, akatsuki a détecté des vagues dans les nuages provoqués par l’interaction de l’atmosphère avec Aphrodite terra. Mais cette interaction aurait tendance à la ralentir l’atmosphère plutôt qu’à l’accélérer. On pense pour l’instant que cette super rotation est due aux effets de marée ou de dilatation thermique due au soleil mais pour le confirmer, il conviendrait de mieux le caractériser.
Cette investigation est essentielle car cette couche d’atmosphère n’a pas d’équivalent dans le système solaire. Ce sont des couches ou la pression et la température sont supérieures à ce qu’on trouve sur Terre et qui interagie uniquement avec une surface solide faute d’océan. Les connaissances en climatologie qu’on pourrait en tirer nous permettrait de mieux comprendre les exoplanètes de taille terrestre que l’on découvre régulièrement.
Ces mesures peuvent être faites depuis l’orbite voire depuis la terre sur différentes fréquences allant de l’ultraviolet au radar. Mais certaines couches de l’atmosphère sont difficiles à étudier depuis l’extérieur comme les couches situées sous les nuages.
Investigation II.A UD dynamique supérieur (1)
La dynamique de l’atmosphère supérieure suit un régime très particulier. De la zone de nuages (sous 70km) qui est en super rotation d’Est en Ouest, les vents changent pour être du point sous-solaire au point antisolaire à 100 km d’altitude. Au-dessus, dans la thermosphère, le régime redevient d’Est en Ouest comme la super rotation de la couche des nuages. Ce compartiment est bien plus lié aux interactions avec le milieu spatial (notamment le soleil) que le régime de vent inférieur.
Cette investigation est essentielle car un comportement aussi étrange des hautes couches de l’atmosphère obéit à des phénomènes non encore caractérisés. Cette étude pourrait aussi s’appliquer au phénomène de la haute atmosphère d’exoplanète.
Afin d’étudier les interactions entre l’atmosphère et l’espace, en plus du suivi des vents, il est important de caractériser la composition de ce dernier. Pour cela, il est possible de faire des études à distance et surtout in-situ grâce à des spectromètres, détecteurs de particules énergétiques solaires, magnétomètres, analyseurs d’ions ou autre.
Investigation II.A MP processus à petite échelle (2)
Les processus à petite échelle sont des mouvements sortis des régimes généraux de vents qui font l’objet des investigations précédentes. Ils comprennent les mouvements de convection locaux dont des mouvements verticaux et la circulation des ondes.
Cette investigation est considérée comme importante car les mouvements à faible échelle, notamment les courants verticaux, pourrait être utile à la compréhension des régimes généraux en expliquant les transferts de chaleur.
Cette étude peut être effectuée depuis l’orbite comme l’a prouvée akatsuki sur certains points. La plateforme atmosphérique serait plus efficace pour caractériser des mouvements à échelle encore plus faible mais manquerait d’un positionnement global. Cependant les mesures les plus intéressantes seraient de combiner les deux mesures afin d’étudier les déplacements d’une plateforme atmosphérique dans un repère globale.
Objectif II.B quel processus détermine la composition et la variation de la composition de l’atmosphère et le bilan radiative globale et local de Venus ?
L’atmosphère de Venus est un système complexe dont on ne connait pas encore complètement le fonctionnement. On aimerait notamment caractériser les processus chimiques du soufre et le bilan radiatif.
Investigation II.B.RB bilan radiatif (1)
Le bilan radiatif est la différence entre l’énergie reçu par rayonnement du soleil et celui émis vers l’espace par la planète. Ce bilan a été étudier par les précédentes sondes lancées vers venus, mais les résultats obtenus ne sont pas cohérant avec la dynamique de l’atmosphère.
Cette investigation est essentielle car l’énergie reçue du soleil est probablement le moteur de la super rotation. Comprendre le bilan radiatif permettrait de mieux comprendre la circulation de l’énergie dans l’atmosphère.
Les mesures orbitales déjà effectuées sont insuffisantes et d’autres mesures pourraient apporter des enseignements supplémentaires. Cependant, des mesures in situ depuis une sonde atmosphérique, un atterrisseur en chute libre ou plus probablement une plateforme atmosphérique ayant une plus longue durée de vie permettre d’étudier l’absorption et l’émission directement dans les nuages.
Investigation II.B.IN interaction (1)
L’atmosphère de Venus est le siège de processus de chimie du carbone, de chimie du soufre, de microphysique des aérosols et potentiellement des activités biologiques. Il convient de comprendre le cycle de production du CO2 et la circulation de l’eau et du SO2 qui la permet. De plus, les « océans » de CO2 supercritique à très basse altitude ont un fonctionnement encore inconnu mais peut avoir un impact sur la distribution de chaleur sur la planète.
Cette investigation est essentielle car la chimie de Venus obéit à des phénomènes non caractérisés et son impact sur le fonctionnement planétaire est inconnu.
Les études peuvent se faire avec une spectrographie haute résolution depuis un orbiteur. Une plateforme atmosphérique pourrait étudier le processus de création des nuages surtout si elle peut passer sous 45km d’altitude. Les sondes atmosphériques et les atterrisseurs en chute libre pourraient caractériser le fonctionnement des « océans » de CO2.
Investigation II.B.AE Aerosols (2)
La présence d’aérosols (liquide ou solide en suspension dans un gaz) est la première chose que l’on voit sur Venus. La couche de brumes supérieure et le haut de la couche des nuages couvrent la totalité de la planète. Aujourd’hui, les couches supérieures visibles depuis l’espace sont bien connues, mais on ignore comment se forme cet acide sulfurique dans la couche des brumes inférieure. De plus, la grande sonde atmosphérique de pioneer Venus multiprobe et les atterrisseurs vega ont détecté de grandes particules potentiellement cristallines surnommées « mode 2 » et « mode 3 ». Cependant, ni leur composition, ni même leur existence n’a été confirmée par la suite.
Cette investigation est importante car comprendre la composition des différentes couches de nuage permettrait de comprendre le cycle de l’acide sulfurique qui a un impact sur la circulation de l’atmosphère et le bilan radiatif.
Le moyen le plus simple d’étudier les aérosols est d’utiliser des plateformes atmosphériques qui évolueraient à différentes altitudes pour caractériser chaque couche.
Investigation II.B.UA. Absorbeur inconnu (2)
Les premiers orbiteurs placés autour de Venus ont détecté des taches d’absorption des ultra-violets mais aussi dans le domaine visible dans de moindre proportion. Ces taches se déforment, apparaissent et disparaissent sur des périodes de temps très variables. Vu qu’on n’a aucune idée de la substance qui provoque, les chercheurs se contentent de l’appeler « absorbeur inconnu ». Pour instant, les hypothèses se concentraient sur des composants de souffre ou de chlore. Il se pourrait qu’ils soient constitués de plusieurs éléments afin de couvrir une bande de lumière aussi large. La dernière hypothèse, la plus spectaculaire mais une des moins probables serait que ces taches soient constituées de bactéries. On sait que sur Terre, des bactéries capables de survivre dans l’acide absorbent les mêmes plages lumineuses. Si un jour, une vie similaire à celle que l’on connaît sur terre est apparue sur Venus, elle se serait adaptée au cours de l’évolution de la planète pour vivre dans la zone des nuages.
Cette investigation est importante car cet absorbeur reçoit une quantité d’énergie non négligeable pour modéliser le fonctionnement de l’atmosphère. De plus, aussi improbable que cela puisse paraitre, si on découvre de la vie sur Venus le choc scientifique serait tel qu’il impacterait la philosophie et la culture populaire car changerait ce qu’on imagine de la place de l’homme dans l’univers. En effet, avec le seul exemple de la Terre, il n’est pas possible d’estimer la probabilité que la vie apparaisse dans un environnement habitable. Si on découvre deux formes de vie dans les deux environnements habitables explorés, la probabilité d’en retrouver ailleurs est énorme.
L’étude depuis l’orbite a déjà permis de connaitre l’évolution de ces taches d’absorption. Cependant des plateformes atmosphériques faisant des études chimiques en permanence seraient le meilleur moyen de caractériser avec certitude cet absorbeur inconnu.
Investigation II.B.OG échappement de gaz (3)
Cette investigation cherche à caractériser les gaz évacués dans l’atmosphère par les activités volcaniques. Aujourd’hui, les concentrations de dioxyde de soufre laissent à penser que ce denier a été libéré il y a seulement quelques millions d’années soit bien après le dernier resurfaçage. De plus, cette concentration évolue, ce qui laisse penser qu’il y a encore de l’activité volcanique. Venus express a d’ailleurs détecter des anomalies dans l’infrarouge près de volcans qui laissent à penser qu’ils sont toujours actifs.
Cette investigation est ciblée car l’étude des gaz qui s’échappent de la planète permet d’en savoir plus sur la composition chimie interne de la planète et d’imaginer l’histoire de l’atmosphère.
L’imagerie infrarouge et radar des zones volcaniques depuis l’espace permettrait de mieux caractériser de ces dernières. Des plateformes atmosphériques pourraient faire de même avec une meilleure résolution et étudier les éventuelles éjections de gaz pour en déterminer la composition.
But III. Comprendre l’histoire géologique préservée à la surface de Vénus et les couplages actuels entre la surface et l’atmosphère.
Afin de comprendre l’histoire de Venus et donc l’histoire de notre système solaire, il est important d’étudier les éléments que l’on a aujourd’hui. Les indices du lointain passé ont été effacés par le resurfaçage mais étudier comment cela s’est passé permettrait d’imaginer ce qu’il y avait avant.
Objectif III.A quels processus géologiques ont façonné la surface de Vénus ?
Depuis que la mission Magellan a dévoilé la topographie complète de la planète, il y a des débats pour savoir si le resurfaçage a eu lieu en un épisode éruptif d’une centaine de million d’années maximum ou est-il dû à une succession permanente de resurfaçages locaux. Pour répondre à cette question il faudrait plus d’informations sur la topologie, la composition, et l’activité toujours en cours.
Investigation III.A.GH histoire géologique (1)
Pour date d’une formation géologique, la méthode la plus utilisée est la stratigraphie. Cela consiste simplement à voir quelle formation recouvre au moins partiellement l’autre afin de conclure que la formation supérieure est plus récente. Cette étude a déjà été utilisée avec les données de Magellan qui au vu du peu de cratères météoritiques a permis de conclure de la jeunesse (500millions d’années) de la surface et donc du resurfaçage.
Cette investigation est essentielle car l’évolution de la surface reflète l’activité souterraine et a un impact sur l’atmosphère.
Afin de continuer cette histoire géologique, il faudrait de nouvelles études topographiques plus poussées notamment sur les régions montagneuses pour détecter plus de superpositions. En plus de l’imagerie radar faite depuis l’espace type Magellan, une analyse faite dans l’infrarouge ferait un bon complément mais devrait être fait depuis une plateforme atmosphérique.
Investigation III.A.GC. Géochimie (1)
Aujourd’hui, force d’admettre que nous ne savons quasiment rien de la composition des roches de Venus. Les seules informations que nous avons, proviennent des atterrisseurs Venera et Vega qui n’ont pas donné d’informations précise ou cohérente et provient uniquement des plaines basaltiques.
Il est essentiel de connaitre la composition des roches dans différents environnements tant pour savoir des informations sur les roches de différentes périodes. Cela permettra d’en savoir plus sur la composition originelle du disque d’accrétion mais aussi d’estimer la composition interne.
Le moyen le plus efficace serait d’utiliser des versions modernes des atterrisseurs venera avec des instruments d’analyse chimique.
Investigation III.A.GA activité géologique (1)
Avec la composition et l’étude des déformations passées de la croute, il faut étudier l’activité toujours en cours. On cherche notamment de l’activité sismique et donc des déformations de terrain mais aussi des traces de volcanisme éruptif.
Cette investigation est essentielle car voir une activité toujours en cours permettrait de connaitre l’état actuel des couches profondes de la planète.
Pour rechercher des traces de déformation actuelle, il faut des cartes topographiques comme l’a fait Magellan mais avec plus de précision et de les refaire régulièrement pour pouvoir voir les déplacements. En complément, des sismomètres sur un atterrisseur capable de survivre longtemps permettraient de dresser un profil géologique des couches profondes. Vu la complexité de maintenir actif un atterrisseur à la surface de Venus, il est aussi envisagé d’étudier les ondes sismiques avec moins de précision grâce aux infrasons qu’elles produisent dans l’atmosphère. Pour finir des plateformes atmosphériques et les orbiteurs peuvent aussi chercher des traces de volcanisme actuel.
Investigation III.A.CR croute (2)
Cette investigation cherche à en connaitre plus sur les caractéristiques principales de la croute. On cherche à connaitre l’épaisseur de cette dernière qui détermine le comportement et la déformation des roches ainsi que l’état du magma arrivant en surface. On cherche aussi à déterminer plus précisément son âge et la profondeur des failles telluriques.
Cette investigation est importante car elle permet de savoir comment la croute affecte les manifestations des couches plus profondes.
Le plus simple est d’utiliser des radars a synthèse d’ouverture pour créer une carte topographique plus précise. Cela permettrait de distinguer les coulées de lave et les blocs de roche pour mieux estimer l’âge du terraine auquel ils appartiennent. Des radars à pénétration de sol embarqués sur un orbiteur ou une plateforme atmosphérique comme celui qui doit être embarqué sur Envision permettrait d’étudier la composition des premières centaines de mètres de roches.
Objectif III.B quelle sont les interactions entre l’atmosphère et la surface de Vénus ?
Au vu de la température et de la pression de l’air à la surface de Venus, il devrait réagir rapidement avec les minéraux présents. Or la composition de l’atmosphère ne correspond pas avec les modèles de réaction chimique actuelle.
Investigation III.B.LW climat local (1)
Le CO2 chaud et dense qui réagit avec la surface doit oxyder les roches et créer des sels minéraux anhydre. Cette investigation consiste à étudier ces roches transformées en surface mais aussi en profondeur.
Cette investigation est essentielle, car en étudiant l’oxydation sur une certaine profondeur, elle permet de connaitre le climat passé de la planète et l’impact de la réaction atmosphèreó surface sur la planète.
La seule solution envisagée actuellement est une étude en surface et des forages afin d’en étudier la composition.
Investigation III.B.GW climat global (2)
Durant sa mission, Magellan a détecté une plus grande réflectivité radar sur relief élevé. On pense que cela est dû à une substance méconnue qui pourrait être un oxyde métallique mais sans qu’on en ait la preuve. Le cas le plus extrême est représenté par les « neiges » de nature inconnue découvertes sur ishtar terra.
Découvrir la composition de ces substances permettrait d’en savoir plus sur le comportement d’une planète soumise à des pressions et des températures élevées.
Des observations spectroscopiques faites depuis l’orbite permettraient d’éliminer un certain nombre de candidates, mais des mesures in-situ en prouveraient la composition.
Investigation III.B.CI Interactions chimiques (3)
Les interactions entre l’atmosphère et la surface sont assez méconnues. Il n’y a pas d’équivalent sur Terre d’une réaction entre du CO2 si chaud et si dense et de la roche volcanique. On cherche notamment à savoir s’il se forme des composants partiellement oxydés comme le CO ou le SO2.Pour l’instant, on ne peut qu’estimer la composition des couches basses de l’atmosphère que par déduction de la composition des couches supérieures.
Cette investigation est ciblée car elle permettrait de mieux comprendre la provenance de certains éléments de l’atmosphère.
Une des meilleures solutions pour mieux définir des interactions sol-atmosphère serait de mesurer la composition chimique des basses couches directement sur place.