Site en franšaisView this website in English
 

Wolken

Een ander essentieel kenmerk van de atmosfeer van Venus is de dikke wolkenlaag die de planeet bedekt en die zich uitstrekt van 30 tot 90 km hoogte. Deze laag heeft een opvallende gelaagdheid die verrassend stabiel is. Een ander essentieel kenmerk van de atmosfeer van Venus is de dikke wolkenlaag die de planeet bedekt en die zich uitstrekt van 30 tot 90 km hoogte. Deze laag heeft een opvallende gelaagdheid die verrassend stabiel is.

  • De bovenste laag, van 70 tot 90 km hoogte, bevindt zich in een koud gebied en is een mist van aerosols, kleiner dan een micrometer. Deze laag ontwikkelt zich vooral boven de poolgebieden.
  • De hoofdlaag waarvan de basis op 47 km hoogte ligt, is verdeeld in drie sublagen en bestaat uit fijne druppels van zwavelzuur in een waterige oplossing. Meestal is de verhouding 75 % zwavelzuur (H2SO4) en 25 % water (H2O). De verdeling van de deeltjesgrootte vertoont verschillende modi, twee of drie, afhankelijk van de sublaag, die overeenstemmen met typische deeltjesgroottes van 0.1, 1 en 10 micrometer. Chloridenverbindingen (misschien FeCl3) zijn waarschijnlijk aanwezig beneden 60 km.
  • Onder de hoofdlaag vindt men een ijle mistlaag die zich uitstrekt tot 30 km hoogte.

In de jaren 1960 werden de wolken op Venus voor het eerst bestudeerd met behulp van spectroscopie en polarisatie. Pas in 1973 kon op basis van deze studies de aanwezigheid van zwavelzuur vastgesteld worden. Dit werd bevestigd door in-situ analyses tijdens verschillende Sovjet missies beginnend met de Venera-12 missie (1978) en tijdens de Amerikaanse Pioneer Venus missie (1979).

Vue prise par la sonde Galileo le 4 fécrier 1990. Un filtre spatial à large bande a été appliqué de manière à faire ressortir les détails de plus faible taille. Les tons bleus ont été utilisés pour mettre en évidence les contrastes subtils au sein des nuages et pour rappeler que l’image a été obtenue à l’aide d’un filtre violet. Les nuages d’acide sulfurique indiquent une dynamique très importante dans la bande équatoriale de la planète, avec un mouvement vers la gauche (ouest).

Een beeld genomen door de Galileo-sonde op 4 februari 1990. (credit: NASA)
Lees meer

Al deze vloeibare deeltjes worden op zeer grote hoogtes gevormd, op het niveau van de bovengrens van de bovenste wolkenlaag, waar de UV straling van de zon zorgt voor fotolyse van atmosferische bestanddelen.

Meer bepaald vormt SO2-gas SO3 in een reactie met O, dat gevormd wordt tijdens de fotolyse van CO2. SO3 vormt dan H2SO4 met H2O, dat overgaat naar een vloeibare toestand door de partieeldruk van de zwavelhoudende gassen in de omringende gaswolk. In de lage atmosfeer vindt de ontbinding van de fijne zwavelzuurdruppeltjes plaats. Deze druppeltjes bewegen door de gelaagde wolkenstructuur met een lage snelheid van ongeveer 1 mm s-1. Ze verdampen wanneer ze de warmere lagen aan de basis van de wolken bereiken, op ongeveer 40 km hoogte.

UV waarnemingen van de wolkenlaag onthulden een intrigerend fenomeen. Sommige zones absorberen de helft van de zonne-energie die de planeet bereikt en ze zenden het licht terug uit onder de vorm van UV straling. Verschillende verklaringen, meer of minder fantasievol, werden naar voor gebracht. Eén daarvan is dat microben op 50 km hoogte zouden leven op zwavelzuur en gebruik zouden maken van UV licht om energie op te nemen in een exotisch fotosyntheseproces. Dit is een hypothese voor extreme exobiologie, maar om deze hypothese te controleren, zouden we daar naartoe moeten gaan met ballonsondes.

Image en fausses couleurs des nuages bas présents sur le côté nuit de Vénus et obtenue par l’instrument NIMS sur la sonde Galileo alors qu’elle s’approchait de la planète le 10 février 1990. Cette image représente l’énergie radiante émise par la basse atmosphère et traversant les nuages. Image précédente après traitement numérique.
Image en lumière infrarouge des nuages bas de Vénus. Cette image en fausses couleurs est une vue en infrarouge proche des nuages présent du côté nuit de Vénus obtenue par l’instrument NIMS sur la sonde Galileo alors qu’elle s’approchait de la planète le 10 février 1990. La vue représente l’atmosphère moyenne turbulente et nuageuse correspondant a des altitudes comprises entre 50 et 55 km au dessus de la surface. La couleur rouge indique la chaleur radiante émise par l’atmosphère basse brillant à travers la couche de nuages qui apparaissent quelque 10 fois plus sombres que les trous plus brillants entre les nuages. Cette couche nuageuse est à une température de -30°C. Les nuages apparaissent duveteux et formant de grandes masses compactes ; plus au Nord, ils s’étendent en filaments orientés d’est en ouest, et aux pôles, ils forment une couverture totale.
Image obtenue en lumière ultraviolette par le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA le 24 janvier 1995. En lumière ultraviolette, les structures au sein des nuages deviennent bien mieux visibles. On apperçoit par exemple une structure horizontale en forme de Y près de l’équateur. Des structures similaires ont été observées par les sondes Mariner 10 et Galileo. Cette structure pourrait indiquer la présence d’ondes atmosphériques, analogues aux cellules de hautes et basses pressions sur Terre. Les nuages aux hautes latitudes semblent suivre les lignes de même latitude. Les régions plus sombres indiquent la localisation des nuages à haute teneur en acide sulfurique près des sommets des nuages

Beelden met valse kleuren van de lage wolken die zich bevinden aan de nachtzijde van Venus. (credit: NASA)
Lees meer

Infrarood beeld van de lagere wolken van Venus. (credit: NASA)
Lees meer

Ultraviolet beeld genomen door de ruimtetelescoop Hubble op 24 januari 1995. (credit: NASA)
Lees meer

Link naar de website van het Federaal Wetenschapsbeleid
Link naar de Federale Portaalsite