VÉNUS (PLANÈTE): DÉCOUVERTE, CARACTÉRISTIQUES, COMPOSITION, ORBITE - ARTE - 2025

Vénus est la deuxième planète la plus proche du Soleil dans le système solaire et la plus similaire à la Terre en taille et en masse. Elle est visible comme une belle étoile, la plus brillante après le Soleil et la Lune. Par conséquent, il n'est pas surprenant qu'il ait attiré l'attention des observateurs depuis l'Antiquité.

Parce que Vénus apparaît au coucher du soleil à certaines périodes de l'année et au lever du soleil à d'autres, les anciens Grecs pensaient qu'il s'agissait de corps différents. Comme l'étoile du matin, ils l'appelaient Phosphore et pendant l'apparition du soir c'était Hespérus.

Figure 1. Photographie de la planète Vénus, en haut à gauche, à côté de la Lune. Source: Pixabay.

Plus tard, Pythagore a assuré que c'était la même étoile. Cependant, vers 1600 avant JC, les anciens astronomes de Babylone savaient déjà que l'étoile du soir, qu'ils appelaient Ishtar, était la même qu'ils avaient vue à l'aube.

Les Romains le savaient aussi, bien qu'ils continuaient à donner des noms différents aux apparitions du matin et du soir. Les astronomes mayas et chinois ont également laissé des traces des observations de Vénus.

Chaque civilisation antique lui a donné un nom, même si à la fin le nom de Vénus a prévalu, la déesse romaine de l'amour et de la beauté, équivalente à l'Aphrodite grecque et à l'Ishtar babylonien.

Avec l'avènement du télescope, la nature de Vénus a commencé à être mieux comprise. Galilée a observé ses phases au début du 17ème siècle, et Kepler a effectué des calculs avec lesquels il a prédit un transit pour le 6 décembre 1631.

Un transit signifie que la planète peut être vue passant devant le Soleil. De cette façon, Kepler savait qu'il pouvait déterminer le diamètre de Vénus, mais il est mort avant de voir sa prédiction se réaliser.

Plus tard en 1761, grâce à l'un de ces transits, les scientifiques ont pu estimer pour la première fois la distance Terre-Soleil à 150 millions de kilomètres.

Caractéristiques générales de Vénus

Figure 2. Animation du mouvement de rotation majestueux de Vénus à travers des images construites par radar. Les images directes de Vénus ne sont pas faciles à obtenir, en raison de l'épaisse couverture nuageuse qui l'entoure. Source: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai.Bien que ses dimensions soient très proches de celles de la Terre, Vénus est loin d'être un lieu hospitalier, puisque pour commencer, son atmosphère dense est composée à 95% de dioxyde de carbone, le reste est de l'azote et des traces d'autres gaz. Les nuages ​​contiennent des gouttelettes d'acide sulfurique et de minuscules particules de solides cristallins.

C'est pourquoi c'est la planète la plus chaude du système solaire, même si elle n'est pas la plus proche du Soleil. L'effet de serre marqué provoqué par l'atmosphère épaisse riche en dioxyde de carbone est responsable de la chaleur extrême en surface.

Une autre caractéristique distinctive de Vénus est sa rotation lente et rétrograde. Un voyageur observerait le soleil se lever à l'ouest et se coucher à l'est, un fait découvert grâce à des mesures radar.

De plus, s'il pouvait rester assez longtemps, le voyageur hypothétique serait très surpris de se rendre compte que la planète met plus de temps à tourner autour de son axe qu'à tourner autour du Soleil.

La rotation lente de Vénus rend la planète presque parfaitement sphérique et explique également l'absence d'un champ magnétique puissant.

Les scientifiques pensent que le champ magnétique des planètes est dû à l'effet dynamo associé au mouvement du noyau de métal fondu.

Cependant, le faible magnétisme planétaire de Vénus provient de l'interaction entre la haute atmosphère et le vent solaire, le flux de particules chargées que le Soleil émet en permanence dans toutes les directions.

Pour expliquer le manque de magnétosphère, les scientifiques envisagent des possibilités telles que le fait que Vénus manque d'un noyau métallique fondu, ou qu'elle puisse en avoir un, mais que la chaleur ne soit pas transportée à l'intérieur par convection, une condition nécessaire à l'existence du effet dynamo.

Résumé des principales caractéristiques physiques de la planète

-Masse: 4,9 × 10 ²⁴ kg

-Rayon équatorial: 6052 km soit 0,9 fois le rayon de la Terre.

-Forme: c'est presque une sphère parfaite.

-Distance moyenne au Soleil: 108 millions de km.

- Inclinaison de l' orbite: 3 394º par rapport au plan orbital de la Terre.

-Température: 464 ºC.

-Gravité: 8,87 m / s ²

-Champ magnétique propre: faible, intensité 2 nT.

-Ambiance: oui, très dense.

-Densité: 5243 kg / m ³

-Satellites: 0

-Anneaux: n'a pas.

Mouvement de traduction

Comme toutes les planètes, Vénus a un mouvement de translation autour du Soleil sous la forme d'une orbite elliptique, presque circulaire.

Certains points de cette orbite amènent Vénus à se rapprocher de la Terre, plus que toute autre planète, mais la plupart du temps passe en fait assez loin de nous.

Figure 3. Le mouvement de translation de Vénus autour du Soleil (jaune) par rapport à celui de la Terre (bleu). Source: Wikimedia Commons. Merci beaucoup à l'auteur de la simulation originale = Todd K. Timberlake auteur de Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Le rayon moyen de l'orbite est d'environ 108 millions de kilomètres, donc Vénus est environ 30% plus proche du Soleil que la terre. Une année sur Vénus dure 225 jours terrestres, car c'est le temps qu'il faut à la planète pour faire une orbite complète.

Données de mouvement de Vénus

Les données suivantes décrivent brièvement le mouvement de Vénus:

-Rayon moyen de l'orbite: 108 millions de kilomètres.

- Inclinaison de l' orbite: 3 394º par rapport au plan orbital de la Terre.

-Excentricité: 0,01

- Vitesse orbitale moyenne: 35,0 km / s

- Période de transfert: 225 jours

- Période de rotation: 243 jours (rétrograde)

- Journée solaire: 116 jours 18 heures

Quand et comment observer Vénus

Vénus est très facile à localiser dans le ciel nocturne; Après tout, c'est l'objet le plus brillant du ciel nocturne après la Lune, car la couche dense de nuages ​​qui la recouvre reflète très bien la lumière du soleil.

Pour localiser facilement Vénus, il suffit de consulter l'un des nombreux sites Web spécialisés. Il existe également des applications pour smartphone qui fournissent votre emplacement exact.

Puisque Vénus est dans l'orbite de la Terre, pour la trouver, vous devez rechercher le Soleil, regardant vers l'est avant l'aube ou vers l'ouest après le coucher du soleil.

Le moment optimal pour l'observation est celui où Vénus se situe entre la conjonction la plus basse, vue de la Terre, et un allongement maximal, selon le schéma suivant:

Figure 4. Conjonction d'une planète dont l'orbite est intérieure à celle de la Terre. Source: Astronomie pour les nuls.

Lorsque Vénus est en conjonction inférieure, elle est plus proche de la Terre et l'angle qu'elle forme avec le Soleil, vu de la Terre - allongement - est de 0º. En revanche, lorsqu'il est en conjonction supérieure, le Soleil ne lui permet pas d'être vu.

Espérons que Vénus peut encore être vue en plein jour et faire de l'ombre les nuits très sombres sans éclairage artificiel. Il peut être distingué des étoiles parce que sa luminosité est constante, alors que les étoiles clignotent ou scintillent.

Galilée a été le premier à se rendre compte que Vénus passe par des phases, tout comme la Lune - et Mercure - corroborant ainsi l'idée de Copernic selon laquelle le Soleil, et non la Terre, est le centre du système solaire.

Figure 5. Les phases de Vénus. Source: Wikimedia Commons. travail dérivé: Quico (talk) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 juin 2006 (UTC).

Mouvement rotatoire

Vénus tourne dans le sens des aiguilles d'une montre vu du pôle nord de la Terre. Uranus et certains satellites et comètes tournent également dans cette même direction, tandis que les autres grandes planètes, y compris la Terre, tournent dans le sens antihoraire.

De plus, Vénus prend son temps pour exécuter sa rotation: 243 jours terrestres, le plus lent de toutes les planètes. Sur Vénus, une journée dure plus d'un an.

Pourquoi Vénus tourne-t-elle dans la direction opposée aux autres planètes? Probablement à ses débuts, Vénus a tourné rapidement dans la même direction que tout le monde, mais quelque chose a dû se produire pour que cela change.

Certains scientifiques pensent que cela est dû à un impact catastrophique que Vénus a eu dans son passé lointain avec un autre grand objet céleste.

Cependant, des modèles informatiques mathématiques suggèrent la possibilité que des marées atmosphériques chaotiques aient affecté le manteau et le noyau non solidifiés de la planète, inversant le sens de rotation.

Les deux mécanismes peuvent avoir joué un rôle lors de la stabilisation de la planète, au début du système solaire.

L'effet de serre sur Vénus

Sur Vénus, les jours clairs et clairs n'existent pas, il sera donc très difficile pour un voyageur d'observer le lever et le coucher du soleil, ce que l'on appelle communément le jour: le jour solaire.

Très peu de lumière du soleil parvient à la surface, car 85% est réfléchi par la canopée des nuages.

Le reste du rayonnement solaire parvient à chauffer la basse atmosphère et atteint le sol. Les longueurs d'onde plus longues sont réfléchies et retenues par les nuages, ce que l'on appelle l'effet de serre. C'est ainsi que Vénus est devenue un gigantesque four aux températures capables de faire fondre le plomb.

Pratiquement n'importe quel endroit de Vénus est aussi chaud, et si un voyageur s'y habitue, il devra quand même résister à l'énorme pression atmosphérique, 93 fois supérieure à celle de la Terre au niveau de la mer, causée par la grande couche nuageuse de 15 kilomètres. d'épaisseur.

Comme si cela ne suffisait pas, ces nuages ​​contiennent du dioxyde de soufre, de l'acide phosphorique et de l'acide sulfurique hautement corrosif, le tout dans un environnement très sec, car il n'y a pas de vapeur d'eau, juste une petite quantité dans l'atmosphère.

Ainsi, bien qu'elle soit couverte de nuages, Vénus est complètement aride, et non la planète pleine de végétation luxuriante et de marécages que les auteurs de science-fiction envisageaient au milieu du XXe siècle.

L'eau sur Vénus

De nombreux scientifiques pensent qu'il fut un temps où Vénus avait des océans d'eau, car ils ont trouvé de petites quantités de deutérium dans son atmosphère.

Le deutérium est un isotope de l'hydrogène qui, combiné à l'oxygène, forme ce que l'on appelle de l'eau lourde. L'hydrogène dans l'atmosphère s'échappe facilement dans l'espace, mais le deutérium a tendance à laisser des résidus, ce qui peut indiquer qu'il y avait de l'eau dans le passé.

Cependant, la vérité est que Vénus a perdu ces océans - s'ils ont jamais existé - il y a environ 715 millions d'années à cause de l'effet de serre.

L'effet a commencé parce que le dioxyde de carbone, un gaz qui emprisonne facilement la chaleur, s'est concentré dans l'atmosphère au lieu de former des composés à la surface, au point que l'eau s'est complètement évaporée et a cessé de s'accumuler.

Figure 6. Effet de serre sur Vénus: les nuages ​​de dioxyde de carbone retiennent la chaleur et réchauffent la surface. Source: Wikimedia Commons. Le téléchargeur original était Lmb sur Wikipedia espagnol. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Pendant ce temps, la surface est devenue si chaude que le carbone dans les roches s'est sublimé et s'est combiné à l'oxygène atmosphérique pour former plus de dioxyde de carbone, alimentant le cycle jusqu'à ce que la situation devienne désastreuse.

À l'heure actuelle, Vénus continue de perdre de l'hydrogène, selon les informations fournies par la mission Pioneer Venus, il est donc peu probable que la situation s'inverse.

Composition

Il existe peu d'informations directes sur la composition de la planète, car les équipements sismiques ne survivent pas longtemps sur la surface corrosive et la température est suffisante pour faire fondre le plomb.

Le dioxyde de carbone est connu pour prédominer dans l'atmosphère de Vénus. De plus, du dioxyde de soufre, du monoxyde de carbone, de l'azote, des gaz rares tels que l'hélium, l'argon et le néon, des traces de chlorure d'hydrogène, de fluorure d'hydrogène et de sulfure de carbone ont été détectés.

La croûte en tant que telle est abondante en silicates, tandis que le noyau contient sûrement du fer et du nickel, comme celui de la Terre.

Les sondes Venera ont détecté la présence d'éléments tels que le silicium, l'aluminium, le magnésium, le calcium, le soufre, le manganèse, le potassium et le titane à la surface de Vénus. Il y a aussi possiblement des oxydes et sulfures de fer, comme la pyrite et la magnétite.

Structure interne

Figure 7. Coupe de Vénus montrant les couches de la planète. Source: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Obtenir des informations sur la structure de Vénus est un exploit, compte tenu du fait que les conditions de la planète sont si hostiles que les instruments cessent de fonctionner en peu de temps.

Vénus est une planète intérieure rocheuse, et cela signifie que sa structure doit être fondamentalement la même que celle de la Terre, en particulier si l'on tient compte du fait que les deux se sont formées dans la même zone de la nébuleuse planétaire qui a donné naissance au système solaire.

Pour autant que l'on sache, la structure de Vénus est composée de:

-Un noyau de fer, qui dans le cas de Vénus a un diamètre d'environ 3000 km et se compose d'une partie solide et d'une partie fondue.

-Le manteau, avec encore 3000 km d'épaisseur et une température suffisante pour qu'il y ait des éléments en fusion.

-La croûte, d'épaisseur variable entre 10 et 30 km, majoritairement basalte et granitique.

géologie

Vénus est une planète rocheuse et aride, comme en témoignent les images construites par les cartes radar, les plus détaillées par les données de la sonde Magellan.

Ces observations montrent que la surface de Vénus est relativement plane, comme le confirme l'altimétrie réalisée par ladite sonde.

De manière générale, sur Vénus, il y a trois zones bien différenciées:

-Basses terres

–Déposition des plaines

-Hauts plateaux

70% de la surface sont des plaines d'origine volcanique, les basses terres constituent 20% et les 10% restants sont des hautes terres.

Il y a peu de cratères d'impact, contrairement à Mercure et à la Lune, bien que cela ne signifie pas que les météorites ne peuvent pas s'approcher de Vénus, mais que l'atmosphère se comporte comme un filtre, désintégrant celles qui arrivent.

D'autre part, l'activité volcanique a probablement effacé les preuves d'impacts anciens.

Les volcans abondent sur Vénus, en particulier les volcans de type bouclier tels que ceux trouvés à Hawaï, qui sont bas et grands. Certains de ces volcans resteront probablement actifs.

Bien qu'il n'y ait pas de tectonique des plaques comme sur Terre, il existe de nombreux accidents tels que des failles, des plis et des vallées de type rift (où la croûte subit une déformation).

Il y a aussi des chaînes de montagnes: la plus importante est les montagnes Maxwell.

Les terrae

Il n'y a pas d'océans sur Vénus pour distinguer les continents, cependant, il existe de vastes plateaux, appelés terra - le pluriel est terrae - qui pourraient être considérés comme tels. Leurs noms sont des déesses de l'amour dans différentes cultures, les principales étant:

-Ishtar Terra, originaire de l'étendue australienne. Il a une grande dépression entourée précisément les montagnes Maxwell, du nom du physicien James Maxwell. La hauteur maximale est de 11 km.

-Aphrodite Terra, beaucoup plus étendue, est située près de l'équateur. Sa taille est similaire à celle de l'Amérique du Sud ou de l'Afrique et montre des signes d'activité volcanique.

Figure 8. Carte topographique d'Aphrodite Terra sur Vénus. Source: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Power) / Domaine public.

Missions à Vénus

Les États-Unis et l'ex-Union soviétique ont envoyé des missions sans pilote pour explorer Vénus au cours de la seconde moitié du XXe siècle.

Jusqu'ici ce siècle, des missions de l'Agence spatiale européenne et du Japon ont été ajoutées. Cela n'a pas été une tâche facile en raison des conditions hostiles de la planète.

Coquille

Les missions spatiales Venera, un autre nom de Vénus, ont été développées dans l'ex-Union soviétique de 1961 à 1985. Parmi celles-ci, 10 sondes ont réussi à atteindre la surface de la planète, la première étant Venera 7, en 1970.

Les données recueillies par la mission Venera comprennent des mesures de température, champ magnétique, pression, densité et composition de l'atmosphère, ainsi que des images en noir et blanc (Venera 9 et 10 en 1975) et plus tard en couleur (Venera 13 et 14 en 1981).

Figure 9. Réplique de la sonde Venera. Source: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Entre autres, grâce à ces sondes, on a appris que l'atmosphère de Vénus se compose principalement de dioxyde de carbone et que la haute atmosphère est constituée de vents rapides.

Marin

La mission Mariner a lancé plusieurs sondes, dont la première était Mariner 1 en 1962, qui ont échoué.

Ensuite, Mariner 2 a réussi à atteindre l'orbite de Vénus pour collecter des données sur l'atmosphère de la planète, mesurer l'intensité du champ magnétique et la température de surface. Il a également noté la rotation rétrograde de la planète.

Mariner 10 a été la dernière enquête sur cette mission à être lancée en 1973, fournissant de nouvelles informations passionnantes sur Mercure et Vénus.

Cette sonde a réussi à obtenir 3000 photos d'excellente résolution, puisqu'elle est passée de très près, à environ 5760 km de la surface. Il a également réussi à transmettre la vidéo des nuages ​​de Vénus dans le spectre infrarouge.

Pionnier Vénus

En 1979, cette mission a réalisé une carte complète de la surface de Vénus au moyen de radar à travers deux sondes en orbite au-dessus de la planète: Pioneer Venus 1 et Pioneer Venus 2. Elle contenait du matériel pour réaliser des études de l'atmosphère, mesurer le champ magnétique et réaliser de la spectrométrie. et de plus.

Magellan

Cette sonde envoyée par la NASA en 1990, via la navette spatiale Atlantis, a obtenu des images très détaillées de la surface, ainsi qu'une grande quantité de données liées à la géologie de la planète.

Cette information corrobore le fait que Vénus manque de tectonique des plaques, comme mentionné précédemment.

Figure 10. La sonde Magellan peu avant son lancement au Kennedy Space Center. Source: Wikimedia Commons.

Vénus Express

C'était la première des missions de l'Agence spatiale européenne à Vénus et a duré de 2005 à 2014, en prenant 153 pour atteindre l'orbite.

La mission était chargée d'étudier l'atmosphère, dans laquelle ils ont détecté une activité électrique abondante sous forme d'éclairs, ainsi que de réaliser des cartes de température et de mesurer le champ magnétique.

Les résultats suggèrent que Vénus peut avoir eu de l'eau dans un passé lointain, comme expliqué ci-dessus, et a également signalé la présence d'une mince couche d'ozone et de glace sèche atmosphérique.

Venus Express a également détecté des endroits appelés points chauds, dans lesquels la température est encore plus chaude qu'ailleurs. Les scientifiques croient que ce sont des endroits où le magma remonte à la surface des profondeurs.

Akatsuki

Également appelée Planet-C, elle a été lancée en 2010, étant la première sonde japonaise dirigée vers Vénus. Il a réalisé des mesures spectroscopiques, ainsi que des études de l'atmosphère et de la vitesse des vents, qui sont beaucoup plus rapides au voisinage de l'équateur.

Figure 11. Représentation artistique de la sonde japonaise Akatsuki pour l'exploration de Vénus. Source: NASA via Wikimedia Commons.

Références

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2. Elkins-Tanton, L. 2006. Le système solaire: le Soleil, Mercure et Vénus. Chelsea House.
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7. Wikipédia. Vénus (planète). Récupéré de: es.wikipedia.org.
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