VENUS

C'est la deuxième planète à partir du Soleil. De dimensions comparables à la Terre, elle a une atmosphère épaisse, essentiellement composée de gaz carbonique, avec une pression au sol qui est une centaine de fois plus forte que sur la Terre. La température au sol est voisine de 300 degrés à 400 degrés. Ajoutez à cela que des nuages contenant, notamment, des gouttelettes d'acide sulfurique constituent un épais manteau qui masque en permanence le sol de la planète et vous voyez que Vénus n'a rien du monde idyllique que son nom pourrait laisser espérer.

Vénus dans l'ultra-violet

Les sondes Vénéra qui se sont posées sur son sol ces dernières années ont montré des rochers relativement plats dont l'analyse a révélé qu'ils étaient proches de nos basaltes.

Son relief général a du être déterminé par des sondages radar car les grands télescopes braqués depuis la Terre permettent à peine de distinguer quelques structures à travers l'épaisse couche de nuages. Là encore, les sondes spatiales ont permis un grand progrès dans la connaissance de cette planète.

A l’œil nu, on la voit très bien car elle est d'un blanc éclatant et c'est toujours l'astre le plus brillant du ciel.

Elle reste toujours assez proche, angulairement parlant, du Soleil et, de ce fait, on la voit essentiellement le soir, après le coucher du Soleil  ou, le matin, avant son lever. Le phénomène se reproduit avec une périodicité de 584 jours, ce qui veut dire que Vénus est visible pendant 9 mois et demi le matin, puis 9 mois et demi le soir, après quoi le cycle recommence.

Comme Vénus tourne autour du Soleil sur une orbite de rayon plus petit que la nôtre, elle présente des phases (tout comme la Lune) suivant la fraction de son disque qui nous apparaît éclairée par le Soleil.


Vénus est la deuxième planète du système solaire que l’on rencontre en s’éloignant du Soleil. Elle gravite sur une orbite quasi circulaire dont le rayon moyen est de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s’effectue dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire de l’orbite et la très faible inclinaison (- 2 degrés) de l’axe de rotation par rapport au plan orbital n’entraînent pas d’effets saisonniers très marqués. En raison de sa taille (rayon équatorial égal à 6 051,92 km, soit 0,949 rayon terrestre) et de sa masse (48,70 x 1023 kg, soit 0,815 masse terrestre), Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l’instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Malgré l’absence de données sismologiques, un modèle de structure interne fondé sur les données gravimétriques a été proposé. Vénus posséderait en son centre un noyau de 2 900 kilomètres de rayon, constitué de fer; l’absence de champ magnétique suggère que le fer serait à l’état solide. Ce noyau serait entouré d’un manteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante. Sa croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant les éléments radioactifs, d’après les analyses pétrochimiques effectuées par les sondes soviétiques. Son épaisseur crustale, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l’hypothèse d’une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.

Souvent considérée comme la planète jumelle de la Terre, en raison de leurs paramètres physiques similaires, Vénus marque ses différences. Vue de l’espace, la Terre se caractérise par une sphère aplatie aux pôles, entourée d’une atmosphère nuageuse laissant visible la surface, recouverte à 70 p. 100 d’océans. Au contraire, Vénus est entourée d’une épaisse atmosphère nuageuse qui concentre l’énergie solaire, provoquant un effet de serre pouvant être à l’origine de l’évaporation complète d’anciens océans vénusiens.

Malgré des conditions particulièrement difficiles (température moyenne au sol de l’ordre de 460 degrés C, et pression moyenne de l’ordre de 95 bar, ou 9,5 MPa, soit la pression régnant à 950 m de profondeur dans les océans terrestres), des expériences soviétiques (notamment Venera-13 et Venera-14, en 1982) se sont déroulées à la surface même de la planète. Elles ont permis de découvrir localement l’aspect de la surface, et d’analyser sommairement la composition du sol. Du fait de l’opacité de l’atmosphère, l’observation de la surface de Vénus n’a pu être réalisée qu’au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). En raison de leurs propriétés physiques, les données radars renferment un certain nombre d’informations sur les états de surface, telles que la rugosité, la topographie, les propriétés physico-chimiques. En revanche, les caractéristiques géométriques des images radars introduisent des déformations, et nécessitent certaines précautions dans leur interprétation. Les observations terrestres ont commencé dans les années 1960 et ont été réalisées à l’aide de radiotélescopes et d’antennes américains (Arecibo, à Porto Rico, Goldstone, en Californie, et Haystack, dans le Massachusetts) et soviétiques. Dans les meilleures conditions, 30 p. 100 seulement de la surface a pu être observée depuis la Terre avec une résolution de l’ordre de 2 kilomètres. Les expériences spatiales américaines et soviétiques ont permis d’améliorer considérablement notre connaissance de la surface de Vénus. En 1978, le radar altimétrique placé à bord de la sonde de la N.A.S.A. Pioneer Venus a couvert 93 p. 100 de la surface, avec une précision altimétrique de l’ordre de 200 mètres (pour une surface au sol de 100 km sur 100 km). En 1983, les radars imageurs des sondes soviétiques Venera-15 et Venera-16 ont cartographié environ 35 p. 100 de la surface dans l’hémisphère Nord, avec une précision de l’ordre de 1 à 2 kilomètres.

À partir de 1990, le radar altimétrique et le radar imageur embarqués à bord de la sonde américaine Magellan ont acquis des données altimétriques et des images radars sur plus de 98 p. 100 de la surface, avec respectivement une précision altimétrique de 50 mètres pour une surface au sol de l’ordre de 10 kilomètres de côté, et, pour les images, une résolution de 120 mètres (à l’équateur) à 250 mètres (aux pôles). L’ensemble de ces données radars a permis de connaître la topographie de Vénus avec une précision supérieure à celle de la Terre !

L’imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d’une histoire volcanique et tectonique complexe. En raison de la faible population de cratères d’impacts météoritiques distribués uniformément sur la surface, l’âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d’années environ. L’ubiquité des structures volcaniques, de morphologies et de compositions variées, contraste avec la distribution des structures volcaniques terrestres, concentrées aux limites de plaques. Les structures tectoniques résultant d’une déformation crustale extensive et/ou compressive présentent des morphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l’ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d’une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Par conséquent, ces caractéristiques volcaniques et tectoniques semblent indiquer que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques.

Vénus se caractérise par son atmosphère chaude et massive : la pression au sol est de l’ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460 degrés C). Le dioxyde de carbone CO2 (96,5 p. 100) et l’azote N2 (3,5 p. 100) constituent à eux seuls plus de 99,9 p. 100 de l’atmosphère. La chaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serre, l’atmosphère faisant écran au rayonnement thermique infrarouge du sol. La pression élevée est due au dégazage intense de la roche à haute température. Des composés soufrés sont présents dans l’atmosphère, sous forme d’anhydride sulfureux SO2 (0,015 p. 100) et, éventuellement, d’acide sulfhydrique H2S et d’oxysulfure de carbone COS, alimentant l’épaisse couche de nuages située entre 50 et 70 kilomètres d’altitude, essentiellement constituée de gouttelettes d’acide sulfurique H2SO4. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la surface, 5 p. 100 seulement de la lumière solaire atteignant le sol.

La dynamique de l’atmosphère est dominée par la rotation rapide de la zone qui est centrée sur la couche nuageuse, et qui tourne sur elle-même en 4 jours terrestres, beaucoup plus vite que la planète, dont la période de rotation est de 243 jours. Les deux rotations ont lieu dans le sens rétrograde. L’origine de cette superrotation doit être probablement recherchée dans l’importante masse de l’atmosphère, couplée par frottement à la planète solide et, par l’effet de marée thermique - induisant une forte asymétrie de la masse atmosphérique -, au champ gravitationnel solaire. Les mécanismes d’entretien de la superrotation, par transport convectif et turbulent de moment angulaire assurant le confinement en altitude et la redistribution en latitude de l’énergie de rotation, sont encore mal compris. Le déclenchement de l’effet de serre pourrait être dû à une période d’activité tectonique et volcanique intense durant le premier milliard d’années d’existence de la planète, avec vaporisation dans l’atmosphère d’une quantité d’eau équivalant à celle qui est contenue dans les océans terrestres, augmentant la température et provoquant le dégazage du dioxyde de carbone, avec amplification progressive de l’effet de serre. L’eau aurait ensuite été perdue par photodissociation et échappement gravitationnel de l’hydrogène.

http://spt06.chez.tiscali.fr/home.htm

Soutien scolaire

03/06/2005.