Étoile du berger

Pour les articles homonymes, voir Vénus.

Vénus

Une photographie de Vénus.
Caractéristiques orbitales (Époque J2000.0)
Demi-grand axe	108 208 926 km (0,723332 ua)
Aphélie	108 942 109 km (0,72823128 ua)
Périhélie	107 476 259 km (0,71843270 ua)
Circonférence orbitale	680 000 000 km (4,545 ua)
Excentricité	0,00677323
Période de révolution	224,70096 d
Période synodique	583,92108 d
Vitesse orbitale moyenne	35,021 km/s
Vitesse orbitale maximale	35,26 km/s
Vitesse orbitale minimale	34,79 km/s
Inclinaison	3,39471°
Nœud ascendant	76,67069°
Argument du périhélie	54,85229°
Satellites	?
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial	6 051,8 km (0,95 Terre)
Rayon polaire	6 051,8 km (0,95 Terre)
Périmètre équatorial	38 025 km
Superficie	4,60×108 km² (0,902 Terre)
Volume	9,28×1011 km³ (0,857 Terre)
Masse	4,8685×1024 kg (0,815 Terre)
Masse volumique moyenne	5,204×103 kg/m³
Gravité à la surface	8,87 m/s² (0,904 g)
Vitesse de libération	10,361 km/s
Période de rotation (jour sidéral)	(rétrograde) 243,0185 d
Vitesse de rotation (à l’équateur)	6,52 km/h
Inclinaison de l’axe	-2,64°
Albédo moyen	0,65
Température de surface	Min. : 719 K (446 °C) Moy. : 737 K (464 °C) Max. : 763 K (490 °C)
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique	9,3219×106 Pa
Dioxyde de carbone CO2	~95,5 %
Diazote N2	4,5 %
Dioxyde de soufre SO2	150 ppm
Argon Ar	70 ppm
Vapeur d'eau H2O	20 ppm
Monoxyde de carbone CO	17 ppm
Hélium He	12 ppm
Néon Ne	7 ppm
Acide chlorhydrique HCl	0,1 - 0,6 ppm
Acide fluorhydrique HF	0,001 - 0,005 ppm
Sulfure de carbonyle COS	traces
Découverte
Découvreur	Inconnu
Date	Inconnue

Vénus est la 2^e planète du système solaire en partant du Soleil. Son orbite autour du Soleil dure 224,7 jours. C'est le 3^e objet le plus brillant du ciel avec une magnitude apparente de -4,6 (pour le chiffre minimal), après le Soleil (-26,73) et la Lune (-12,6) ; donc très facile à repérer parmi les étoiles. Comme Vénus est sur une orbite plus petite que celle de la Terre, elle ne semble jamais loin du Soleil. Son élongation atteint un maximum de 47,8°. Elle n'a pas de satellite naturel.

On peut observer, comme avec la Lune, des phases de la planète. Leurs observations permirent à Galilée d'affirmer que la théorie héliocentrique de Copernic était vraie.

Nom et symbole

Vénus s'appelle selon la déesse éponyme Vénus. Cythère étant une épiclèse homérique d'Aphrodite, l'adjectif cythérien ou cythéréen est parfois utilisé en astronomie (notamment dans astéroïde cythérocroiseur) ou en science-fiction (les Cythériens, une race de Star Trek).

L'adjectif vénusien a remplacé vénérien qui a une connotation moderne péjorative, d'origine médicale.

Les cultures chinoise, coréenne, japonaise et vietnamienne désignent Vénus sous le nom d'« étoile d'or », 金星 (jīn xīng), selon la « théorie » des cinq éléments.

Venus était bien connue des civilisations mésoaméricaines, elle occupait une place importante dans leur conception du cosmos et du temps. Les Nahua l'assimilaient à Tlahuizcalpantecuhtli, double de Quetzalcoatl. Les Maya connaissaient la durée de sa révolution synodique et l'avaient mis en relation avec leur calendrier solaire, avec une marge d'erreur très faible, de l'ordre de un jour en plus de 6 000 ans. Dans le Popol Vuh, les jumeaux Xbalamque et Hun Ahpu deviennent le Soleil et Vénus après avoir vaincu les seigneurs de Xibalba.

On l'appelle aussi l'« étoile du berger », car elle peut être visible dans le ciel du matin, avant le lever du Soleil ou dans le ciel du soir, après le coucher de notre étoile. Moins fréquemment, on parle de la « planète ardente » à cause de la température élevée qui règne à sa surface. Vénus est associée à vendredi parmi les jours de la semaine.

Son symbole astronomique est un cercle avec une croix pointant vers le bas (unicode 0x2640 : ♀), qui représente le miroir à main de la déesse Vénus. En biologie, il est utilisé comme signe pour le sexe féminin.

Le pentagramme fut aussi utilisé comme symbole. Vu de la Terre, les positions successives de Vénus forment approximativement un pentagramme autour du Soleil, tous les 8 ans^[1].

Caractéristiques

Vénus est une planète dite intérieure et tellurique, la 2^e en partant du Soleil. Elle est de taille comparable à celle de la Terre. Selon les observations, Vénus ne possède pas de champ magnétique. En revanche, elle traine dans son sillage une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde SOHO en 1997.

Sœur jumelle de la Terre

Vénus a longtemps (jusqu'en 1960 à peu près…) été considérée comme la sœur jumelle de la Terre. En effet, les deux planètes sont très similaires par certains aspects, autant physiques qu'orbitaux :

• Elles sont nées à peu près en même temps dans le même nuage de gaz et de poussière il y a 4,6 milliards d'années ;
• Vénus et la Terre sont toutes deux des planètes de système solaire interne ;
• Leurs surfaces montrent un terrain diversifié : montagnes, plaines, plateaux élevés, gorges, volcans, arêtes et cratères d'impact ;
• Les deux ont peu de cratères, signe d'une surface relativement jeune et d'une atmosphère dense ;
• Leurs compositions chimiques sont très proches ;
• Vénus est la planète la plus proche de nous.

Du fait de ces similitudes, on a longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très similaire à la Terre et peut-être même abriter de la vie. Mais Vénus est très différente de la Terre par de nombreux aspects.

Planète Rayon équatorial Masse Gravité Inclinaison de l’axe Mercure[2] 2 439,7 km (0,383 Terre) e23/3.3023,302×1023 kg (0,055 Terre) 3,701 m/s² (0,377 g) ~0,01° Vénus[3] 6 051,8 km (0,95 Terre) e24/4.86854,8685×1024 kg (0,815 Terre) 8,87 m/s² (0,904 g) 177,36°[Note 1] Terre[4] 6 378,14 km e24/5.97365,9736×1024 kg 9,780 m/s² (0,99732 g) 23,45° Mars[5] 3 402,45 km (0,533 Terre) e23/6.41856,4185×1023 kg (0,107 Terre) 3,69 m/s² (0,376 g) 25,19°

Photomontage comparatif des tailles des planètes telluriques (de gauche à droite) : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

Vénus la rétrograde

Vénus tourne autour du Soleil dans le sens direct, comme toutes les autres planètes du système solaire, et la durée de sa révolution est de 224,7 jours terrestres (224,70096 jours précisément).

La vitesse de rotation de Vénus est très faible : cette rotation s'effectue en 243 jours terrestres (243,0185 jours précisément). De plus, elle s'effectue dans le sens rétrograde (à l'envers, par rapport à la Terre et à la plupart des autres planètes).

Ainsi, la planète met 243 jours terrestres pour tourner sur elle-même contre 224,7 jours terrestres pour tourner autour du Soleil : une année vénusienne comprend ainsi un peu moins d'un jour (sidéral) vénusien (0,924 jour exactement). Ce qui amène à conclure qu'à chaque année sur Vénus, on n'a même pas un jour (sidéral) complet.

Les causes de cette rotation rétrograde sont encore mal comprises. L'explication la plus probable est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes. Le problème est semblable pour Uranus. L'atmosphère vénusienne aurait aussi joué un rôle (voir plus bas).

Cette rotation rétrograde très lente, conjuguée à la valeur de son année, produit des jours (solaires) bien plus courts que son jour sidéral, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation antérograde : par exemple, la Terre a un jour solaire (moyen) de 24 h et un jour sidéral de 23 h 56 min 4,09 s.

Sur Vénus le jour solaire fait un peu moins de la moitié du jour sidéral : soit 116 jours terrestres et ³⁄₄ (116 j 18 h). Ce qui fait un peu plus de 2 jours solaires complets en un seul jour sidéral. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent tout de même sur près de 2 mois terrestres : 58 j 9 h. L'épaisse atmosphère doit donc produire des aurores et des crépuscules très progressifs.

L'hypothétique synchronisation Terre-Vénus

Les jours solaires vénusiens sont tels que Vénus nous présente la même face lors de chaque conjonction inférieure : Vénus dans l'axe Terre-Soleil ; la Terre en opposition vénusienne. En effet, la période entre 2 conjonctions inférieures se déroule sur 5 jours solaires vénusiens (une « semaine vénusienne » en quelque sorte). Cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours (583,92108 jours exactement), soit (très près) de : 5×116,7505 jours.

Il a été discuté de cette synchronisation Terre-Vénus (des deux principales planètes telluriques). Mais il semblerait bien que l'influence des marées terrestres sur Vénus soit trop ténue pour s'imposer, d'autant qu'elle n'est pas exacte : 583,92108/116,7505 ≈ 5,0014 ; et pas exactement 5. Tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés.

Atmosphère

L’atmosphère vénusienne peut grossièrement se diviser en trois parties :

• la basse atmosphère (lower haze region), entre 0 et 48 km d’altitude, qui est relativement claire (transparente). Le Soleil n’y est visible que sous la forme d’un halo orangé dans les nuages ;

• la couche nuageuse (cloud region), épaisse (près de 37 km). Ces nuages s’étendent entre 31 et 68 km d’altitude (rappelons que nos nuages culminent à 10 km). Cette couche nuageuse opaque réfléchit la lumière solaire, ce qui explique la brillance de Vénus et empêche d'observer directement le sol vénusien depuis la Terre. La couche nuageuse peut se subdiviser en trois autres couches :

• la couche inférieure ou basse (lower cloud region), de 31 à 51 km. De 31 à 48 km d’altitude, l’atmosphère est qualifiée de « brumeuse » à cause de la faible quantité de particules d’acide sulfurique qu’elle contient. Ces nuages d'acide sulfurique sont visibles depuis le sol comme des rubans de vapeur jaunis par le soufre qu'ils contiennent. De 48 à 51 km d’altitude, se trouve la couche la plus dense de l’atmosphère vénusienne, où dominent principalement de grosses particules de soufre (liquides comme solides)^{[réf. nécessaire]} ;

• la couche centrale ou principale (middle cloud region) de 51 à 52 km d’altitude, relativement claire ;

• la couche supérieure ou haute (upper cloud region), de 52 à 68 km d’altitude. De 52 à 58 km d’altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d’acide(s) sulfurique et chlorhydrique ainsi que des particules de soufre (liquides comme solides). Les gouttelettes d'acide sulfurique sont en solution aqueuse, constituées à 75 % d'acide sulfurique et à 25 % d'eau. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d’altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace. Ce sont ces cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence si « laiteuse » depuis la Terre ;

• la haute atmosphère (upper haze region), entre 68 et 90 km d’altitude, qui est tout à fait claire.

Composition atmosphérique

La composition atmosphérique de Vénus varie selon la couche atmosphérique concernée : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère.

• la composition de la basse atmosphère, est décrite dans le tableau ci-dessous. Le dioxyde de carbone y domine largement, le gaz secondaire étant l'azote ; tous les autres sont des constituants mineurs (~300 ppm en tout).

• la couche nuageuse, nous l’avons vu plus haut, présente notamment du dioxyde de soufre et de l’eau (à l’état solide comme gazeux) ainsi que de l’acide sulfurique à l’état liquide.
  Le dioxyde de carbone y domine toujours ;

• la composition de la haute atmosphère consiste principalement en une molécule : le dioxyde de carbone, qui y est majoritaire à plus de 96 %.
  Le reste étant principalement le diazote (~3,5 %). On y trouve aussi des traces de monoxyde de carbone.
  

Remarques :

• Il n'y a que très peu d'ozone présent dans l'atmosphère vénusienne et donc aucune stratosphère.
• De même, la thermosphère y est beaucoup plus froide que sur la Terre : le dioxygène étant quasiment(?) absent, l'ultraviolet solaire n'est donc pas absorbé dans cette couche.

Relief

Profil topographique de Vénus : au nord-ouest, les plateaux d'Ishtar Terra et du Lakshmi Planum (en ocre clair), où culmine le mont Maxwell (en rouge et blanc) ; au sud de l'équateur, le plateau d'Aphrodite Terra, avec le Maat Mons tout à fait à l'est (toujours en ocre et rouge) ; au sud est, l'Alpha Regio en vert très foncé et plus à l'ouest, en ocre, la Beta Regio ; en vert et bleu foncé, les vastes plaines de Vénus ; en bleu plus clair, les vastes dépressions vénusiennes.

Vénus a un niveau moyen fixé pour un rayon de 6 051,84 km de son centre. Vénus est une planète au relief relativement peu accidenté : environ 80 % de sa surface ne dépasse pas les 500 m par rapport au niveau moyen. Cette surface se caractérise par des reliefs différents.

La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de douces et vastes plaines dont le dénivelé ne dépasse pas les 1 000 m d'amplitude. Baptisées de Planitiae, certaines plaines portent d’ailleurs un nom, comme l’Atalanta Planitia, la Guinevere Planitia ou encore la Lavinia Planitia. Elles sont parsemées de grands bassins (de 400 à 600 km de diamètre) peu profonds (200 à 700 m) qui seraient des vestiges de cratères anciens.

La surface de Vénus est dominée à hauteur de 10 % par de nombreux plateaux et montagnes. Deux plateaux gigantesques (baptisé chacun Terra), semblables à nos plaques continentales, se détachent :

• L’Ishtar Terra, dans l’hémisphère nord de Vénus (situé à la latitude 70°N). Ses dimensions sont celles de l’Australie. Il mesure en effet 1 000 km de long sur 1 500 km de large. S’y trouvent, à l’est du plateau, les plus hautes montagnes de Vénus (plus de 9 000 m), surplombées par le mont (et volcan) Maxwell qui culmine à 11 800 m pour une circonférence de 750 km. Dans sa partie centrale et plus à l’ouest, s’y trouve un plateau surélevé, Laksmi Planum, qui domine de 3 000 à 4 000 m les plaines avoisinantes. Lakshmi Planum est un immense plateau de 2 500 km de diamètre, soit trois fois le plateau tibétain ;

• L’Aphrodite Terra au sud de l’équateur vénusien. Ce gigantesque plateau est de la taille de l'Amérique du Sud et mesure environ 15 000 km de long, étalé plus ou moins selon une latitude constante (parallèle à l'équateur). Des massifs montagneux y culminent à 9 000 m à l'ouest (le Maat Mons notamment, deuxième plus haut sommet de Vénus avec plus de 9 000 m d’altitude). Ce mont est également un volcan qui pourrait être encore en activité, car la sonde Magellan a révélé qu'il était entouré de lave récente. Le plateau présente encore une élévation de 4 000 m à l'est, par rapport aux plaines environnantes.

D'autres plateaux, de moindre importance, existent aussi. C'est le cas de l’Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions et qui a pour altitude moyenne les 4 000 m ; ou encore de la Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont les sommets, récents, atteignent les 4 000 m d'altitude.

Des dépressions très profondes, parfois larges de plusieurs centaines de kilomètres, profondes de plusieurs milliers de mètres et longues de milliers de kilomètres, sillonnent la surface de la planète (20 % de la surface vénusienne). Ainsi, la partie la plus au nord-ouest d’Aphrodite Terra est une grande vallée de 250 km de large et de 2 250 km de long, où se trouve le point le plus bas de Vénus qui descend à 2 900 m sous le niveau moyen.

Des structures planétaires rares ont été nommées couronnes. Il s'agit d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.

Structure interne

Vénus présente une structure interne semblable à celle de la Terre : croûte, manteau et noyau.

Vénus ressemble à la Terre par sa taille (6 051 km de rayon contre 6 378 km pour la Terre) et par sa densité (5,26 contre 5,52). C'est pourquoi on en a déduit que les deux planètes ont une structure interne comparable.

La croûte, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que notre croûte continentale (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granit et au basalte terrestre (roches silicatées et de métaux). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents.

Vénus possèderait un manteau représentant environ 52,5 % du rayon de la planète^[6], composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.

Le noyau de Vénus est (ou serait) constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus^[6]. Mais cette précision est encore bien spéculative, car contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit encore entièrement liquide...
Certains indices pourraient aller dans ce sens : comme l'absence de champ magnétique. Cette absence serait due d'une part à la rotation très lente, mais aussi au faible gradient thermique d'un manteau moins refroidi que celui de la Terre. Ce qui empêcherait la solidification du noyau vénusien, limitant grandement la séparation des divers constituants et impuretés, et de là les mouvements internes du fluide métallique du noyau, qui génèrent le champ magnétique.

Volcanisme et impacts de météorites

Il reste sur Vénus un volcanisme résiduel, entrainant parfois la présence de lave en fusion au sol^[7]. D'ailleurs, la surface de Vénus semble jeune, affichant moins d'un milliard d'années du fait d'un volcanisme actif relativement récent^[8].

Un épisode généralisé aurait eu lieu il y a 600 Ma. Émergeant d'un plateau accidenté, les volcans Gula Mons et Sif Mons sont hauts de respectivement 3 000 et 2 000 mètres. Les reliefs sont à 80 % d'origine volcanique et certaines montagnes sont des coulées de lave.

Goloubkina est un cratère de 34 km, creusé par une météorite. Les sondes soviétiques Venera 15 et 16 ont répertorié plus de mille impacts de corps célestes nettement dessinés sur cette planète bombardée en permanence par des astéroïdes.

Champ magnétique

Normalement l'existence d'un noyau externe de fer liquide (conducteur) tournant sur lui-même crée un champ magnétique, comme sur la Terre et Mercure, mais la rotation de Vénus sur elle-même est sans doute trop lente pour permettre de créer un effet dynamo. En effet, le champ magnétique de Vénus est très faible, et ne résulte que de l'interaction directe de l'atmosphère avec le vent solaire^[9].

Un quasi-satellite de Vénus

En 1645, l'astronome italien Francesco Fontana déclara avoir découvert un satellite autour de Vénus. Cassini affirma l'avoir observé deux fois (1672 et 1686). Lagrange, lui l'aperçut en 1761, et Johann Heinrich Lambert calcula son orbite en 1773. Jusqu'à la fin du XIX^e siècle, la communauté astronomique semblait persuadée de l'existence de ce satellite qui reçut un nom, Neith. On sait depuis qu'il n'existe pas.
Cependant, le quasi-satellite 2002 VE₆₈, découvert en 2002, (et qui n'a rien à voir avec Neith) exerce autour d'elle une révolution en orbite en fer à cheval. Il ne s'agit pas d'un satellite car il n'est pas gravitationnellement lié à Vénus, mais cependant sa révolution autour du Soleil l'amène à avoir une trajectoire qui fait dans le même temps un tour autour de Vénus, selon une trajectoire en U (d'où le nom de quasi-satellite).

Transit

C'est le passage de la planète Vénus entre la Terre et le Soleil, où l'ombre de Vénus apparait devant le disque solaire. Du fait de l'inclinaison de l'orbite de Vénus par rapport à celle de la Terre, ce phénomène est extrêmement rare à l'échelle humaine, se produisant deux fois à 8 ans d'intervalle, ces doubles passages étant séparés les uns des autres de plus d'un siècle (105,5 ou 121,5 ans). Historiquement, l'observation du transit de Vénus était la méthode la plus commode pour déterminer la valeur de la distance Terre-Soleil (l'unité astronomique). Le XVIII^e siècle notamment a ainsi vu de grandes expéditions de la part des astronomes européens pour mesurer les deux transits qui s'y sont produits en 1761 et 1769, auxquels le nom de l'astronome français Guillaume Le Gentil est resté attaché en raison de la malchance qui l'empêcha d'effectuer les observations auxquelles il avait consacré des années de préparation.

Le dernier transit de Vénus a eu lieu le 8 juin 2004, le prochain aura lieu le 6 juin 2012.

Exploration

Dans la littérature

Sources

• Brahic (André), Enfants du Soleil, Odile Jacob, 2000
• Collectif, L'Univers, Université de tous les savoirs, Odile Jacob, 2002
• S. Lewis (Richard), Les Découvertes spatiales, Bordas
• Gatland (Kenneth), L'Exploration de l'espace, Bordas
• Verger (Fernand), Sourbès-Verger (Isabelle), Ghirardi (Raymond), Atlas de géographie de l'espace, Belin

Notes

Références

Liens externes

• Caractéristiques de Vénus sur le site de l'IMCCE
• De très nombreuses informations complémentaires à l'article ainsi qu'une carte intéressante situant divers sites géographiques vénusiens.

Vénus
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