Vénus - astronomie. 1 PRÉSENTATION Vénus (astronomie), deuxième planète du Système solaire la plus proche du Soleil. Après le Soleil et la Lune, Vénus est l'astre le plus brillant. On l'appelle étoile du matin lorsqu'elle apparaît à l'est au lever du Soleil, et étoile du soir lorsqu'elle apparaît à l'ouest au coucher du Soleil. Jadis, l'étoile du soir était baptisée Hesperus et l'étoile du matin Phosphorus, ou Lucifer. Mais Vénus est plus célèbre sous le nom d'étoile du Berger. Si l'on observe la planète au télescope, on peut remarquer des phases similaires aux phases de la Lune. Vénus possède une magnitude stellaire de - 4,4, soit 15 fois celle de l'étoile la plus brillante. Sa brillance est maximale lorsque sa phase décroît. Les phases et positions de Vénus dans le ciel se renouvellent selon une période synodique d'à peine 584 jours, soit un peu plus d'un an et demi. Ses passages devant le Soleil (voir transit) sont rares. Ils se produisent par paires à intervalle d'un peu plus d'un siècle. Le dernier passage de Vénus devant le disque solaire a eu lieu le 8 juin 2004 ; le prochain se déroulera le 6 juin 2012. 2 EXPLORATION La couverture nuageuse et l'épaisse atmosphère de Vénus ne facilitent pas son étude depuis la Terre. Les sondes spatiales, et notamment celles qui ont pu descendre dans l'atmosphère vénusienne, ont permis d'approfondir la connaissance de la planète. Vénus a été la première planète du Système solaire à être explorée par des engins automatiques venus de la Terre. Le premier survol de Vénus a été réussi en 1962 par la sonde américaine Mariner 2, suivie de Mariner 5 en 1967 et de Mariner 10 en 1974 (voir exploration de l'espace). Plusieurs sondes russes ont été dirigées vers Vénus, certaines embarquant des modules orbitaux : Venera 4 (1967), Venera 5 et Venera 6 (1969), Venera 7 (1970), Venera 8 (1972), Venera 9 et Venera 10 (1975), Venera 11 et Venera 12 (1978), Venera 13 et Venera 14 (1981), Venera 15 et Venera 16 (1983). Vega 1 et Vega 2, destinées à étudier la comète de Halley, survolent également Vénus en 1985 et larguent chacune un module d'atterrissage qui se pose sur la planète. Les missions américaines Pioneer 12 Venus 1 et Pioneer 13 Venus 2 sont lancées en 1978. La première sonde est toujours en orbite : elle poursuit les mesures dans les couches supérieures de l'atmosphère. La seconde s'est désintégrée après avoir largué quatre capsules qui ont réussi à se poser sur Vénus à moins de 40 km/h. Autre sonde américaine lancée le 5 mai 1989 par la navette spatiale Atlantis, Magellan se place le 10 août 1990 sur une orbite quasi polaire autour de Vénus. Magellan a tourné plus de 15 000 fois autour de Vénus, avant de finir sa course le 12 octobre 1994 par une plongée dans l'atmosphère vénusienne. Ses instruments (radar à synthèse d'ouverture, altimètre radar) ont recueilli des données permettant de cartographier 98 p. 100 de la planète. Après traitement informatique, ces relevés de terrain ont permis de créer de superbes images de synthèse tridimensionnelles du relief vénusien. L'exploration de Vénus se poursuit avec le lancement en novembre 2005 de la sonde européenne Venus Express, dont les principaux objectifs sont l'étude de l'atmosphère de l'astre (en particulier de son intense effet de serre) et de son éventuelle activité volcanique. 3 ATMOSPHÈRE La température à la surface de Vénus est très uniforme, voisine de 470 °C. La pression de surface est 96 fois plus élevée que sur Terre. Vénus possède une atmosphère constituée presque essentiellement de gaz carbonique (ou dioxyde de carbone, CO2). Elle s'étend jusqu'à 50 km d'altitude, la partie supérieure étant principalement constituée de gouttelettes d'acide sulfurique. Vénus n'a pas de champ magnétique détectable. Le fait que l'atmosphère de Vénus soit composée à 96,5 p. 100 de gaz carbonique n'est pas aussi surprenant qu'il y paraît. En fait, la croûte terrestre en contient presque autant sous forme de calcaire. L'azote (N2) entre pour 3,5 p. 100 dans la composition de l'atmosphère vénusienne. Par comparaison, l'atmosphère terrestre en recèle 78 p. 100. L'eau et la vapeur d'eau sont extrêmement rares sur Vénus. De nombreux scientifiques pensent que Vénus, plus proche du Soleil, a connu un effet de serre qui a entraîné l'évaporation des océans dans l'atmosphère. Les atomes d'hydrogène des molécules d'eau pourraient avoir été disséminés dans l'espace, et les atomes d'oxygène dans la croûte. D'après une autre hypothèse, Vénus aurait contenu très peu d'eau au moment de sa formation. L'acide sulfurique des nuages vénusiens a également son équivalent terrestre, sous forme d'un voile de brume très fin situé dans la stratosphère. Sur Terre, l'acide sulfurique est apporté par la pluie et réagit au contact de la matière en retombant sur le sol ; ainsi, les pluies acides, comme on les a baptisées, qui détériorent l'environnement, et touchent notamment les forêts. Sur Vénus, l'acide s'évapore à la base du nuage et ne peut que rester dans l'atmosphère. La partie supérieure des nuages s'étend sous forme de voile de brume, à environ 75 km au-dessus de la surface de la planète. Ces nuages contiennent des impuretés de couleur jaune pâle, détectées plus précisément dans une portion du spectre proche de l'ultraviolet. Les variations observées dans la teneur en dioxyde de soufre de l'atmosphère pourraient indiquer un volcanisme actif. Certaines formations nuageuses donnent des indications sur la direction du vent dans l'atmosphère. Au niveau supérieur, les vents tournent autour de la planète à 360 km/h. Ces vents couvrent entièrement la planète et soufflent à pratiquement toutes les latitudes, de l'équateur au pôle. En analysant la descente des sondes dans l'atmosphère, on a pu déterminer que, en dépit de ces vents soufflant à grande vitesse, plus de la moitié de la très dense atmosphère vénusienne, près de la surface de la planète, est quasi stagnante. De la surface jusqu'à l'altitude de 10 km, la vitesse du vent est comprise entre 3 et 18 km/h environ. La vitesse élevée de certains vents résulte probablement du transfert d'énergie cinétique de la basse atmosphère de Vénus, massive et lente, vers des altitudes plus élevées, où l'atmosphère est plus légère (une énergie cinétique identique ayant alors pour résultante un net accroissement de vitesse). L'atmosphère supérieure et la ionosphère ont fait l'objet d'études approfondies par Pioneer 12 Venus 1. Sur Terre, une telle région est très chaude ; sur Vénus, ce n'est pas le cas, même si la planète est plus proche du Soleil que la Terre. Curieusement, la face nocturne de Vénus est très froide (les températures de la face diurne sont de + 40 °C, celles de la face nocturne de - 170 °C). Les scientifiques supposent que de forts vents soufflent de la face diurne vers le quasi-vide causé par les basses températures de la face nocturne, transportant des gaz légers, comme l'hydrogène et l'hélium. Sur Terre, la ionosphère est isolée du vent solaire par la magnétosphère. Vénus ne possède pas de champ magnétique propre, mais le vent solaire semble générer une magnétosphère probablement induite par un effet de dynamo. 4 CARACTÉRISTIQUES DE SURFACE Vénus tourne très lentement sur elle-même (en 243 jours), dans le sens rétrograde. Vénus présente toujours la même face à la Terre. Lorsque les deux planètes sont au plus proche l'une de l'autre, cette face peut alors être observée et cartographiée à l'aide de radiotélescopes. Il est nécessaire de disposer d'une très grande antenne pour dresser au radar la carte de Vénus depuis la Terre. À l'inverse, un instrument de taille modeste aura suffi à Pioneer 12 Venus 1 pour effectuer un relevé topographique presque complet. En combinant ces données à celles des sondes soviétiques et aux informations obtenues grâce aux radars terrestres, on a pu établir que la surface de Vénus était à l'origine une plaine entrecoupée de deux régions montagneuses de la taille d'un continent terrestre, baptisées Ishtar Terra et Aphrodite Terra. C'est dans la région d'Ishtar Terra que se trouve le plus haut sommet vénusien, le mont Maxwell, qui culmine à 11 800 m. Plus puissant, le radar embarqué à bord de la sonde Magellan a fait découvrir d'importants volcans en activité, de grandes coulées de lave solidifiées, ainsi qu'un vaste réseau de cratères météoriques. Le plus gros cratère observé s'étend sur près de 160 km, le plus petit sur environ 5 km (le radar de la sonde aurait même pu déceler de plus petits cratères). L'atmosphère dense de Vénus empêche apparemment que de plus petites météorites atteignent la surface de la planète. Les différentes mesures effectuées ont prouvé l'existence d'une intense activité tectonique sur Vénus, au moins dans le passé. On a ainsi pu observer des corniches, canyons et autres formations volcaniques. Les sondes russes ont pu également mesurer la radioactivité naturelle de la roche : elle se rapproche de celle du granit et laisse supposer que la matière qui compose Vénus a été différenciée par l'activité volcanique. Les roches anguleuses visibles sur les photographies prises par les sondes russes semblent aussi indiquer l'existence d'une activité géologique qui s'opposerait à l'érosion. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
