Vénus (planète)
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Vénus 
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 Vénus en vraies couleurs vue par Mariner 10. | |
| Caractéristiques orbitales | |
|---|---|
| Demi-grand axe | 108 209 500 km (0,723 336 au) |
| Aphélie | 108 943 000 km (0,728 24 au) |
| Périhélie | 107 476 000 km (0,718 43 au) |
| Circonférence orbitale | 679 892 000 km (4,544 8 au) |
| Excentricité | 0,006 78 |
| Période de révolution | 224,667 d |
| Période synodique | 583,92 d |
| Vitesse orbitale moyenne | 35,025 71 km/s |
| Vitesse orbitale maximale | 35,264 3 km/s |
| Vitesse orbitale minimale | 34,789 5 km/s |
| Inclinaison sur l’écliptique | 3,394 71° |
| Nœud ascendant | 76,68° |
| Argument du périhélie | 54,9° |
| Satellites connus | 0 |
| Caractéristiques physiques | |
| Rayon équatorial | 6 051,8 ± 1,0 km (0,949 Terre) |
| Rayon polaire | 6 051,8 ± 1,0 km (0,952 Terre) |
| Rayon moyen volumétrique |
6 051,8 ± 1,0 km (0,950 Terre) |
| Aplatissement | 0 |
| Périmètre équatorial | 38 025 km (0,949 Terre) |
| Superficie | 4,60 × 108 km2 (0,902 Terre) |
| Volume | 9,284 3 × 1011 km3 (0,857 Terre) |
| Masse | 4,867 5 × 1024 kg (0,815 Terre) |
| Masse volumique globale | 5,204 × 103 kg/m3 |
| Gravité de surface | 8,87 m/s2 (0,905 g) |
| Vitesse de libération | 10,46 km/s |
| Période de rotation (jour sidéral) |
−243,023 d |
| Vitesse de rotation (à l’équateur) |
6,52 km/h |
| Inclinaison de l’axe | 177,36° |
| Ascension droite du pôle nord | 272,76° |
| Déclinaison du pôle nord | 67,16° |
| Albédo géométrique visuel | 0,689 |
| Albédo de Bond | 0,77 |
| Irradiance solaire | 2 601,3 W/m2 (1,902 Terre) |
| Température d’équilibre du corps noir |
226,6 K (−46,4 °C) |
| Température de surface | |
| • Maximum | 763 K (490 °C) |
| • Moyenne | 737 K (464 °C) |
| • Minimum | 719 K (446 °C) |
| Caractéristiques de l’atmosphère | |
| Pression atmosphérique | 9,3 × 106 Pa |
| Masse volumique au sol | ~ 65 kg/m3 |
| Masse totale | 4,80 × 1020 kg |
| Hauteur d'échelle | 15,9 km |
| Masse molaire moyenne | 43,45 g/mol |
| Dioxyde de carbone CO2 | ~96,5 % |
| Diazote N2 | ~3,5 % |
| 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 | 100 à 600 ppb |
| Acide fluorhydrique HF | 1 à 5 ppb |
| Sulfure de carbonyle COS | Traces |
| Histoire | |
| Divinité babylonienne | Ishtar |
| Divinité grecque | Éosphoros et Hespéros |
| Nom chinois (élément associé) |
Jīnxīng 金星 (métal) |
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Vénus est la deuxième planète du Système solaire par ordre d'éloignement au Soleil, et la sixième plus grosse aussi bien par la masse que le diamètre.
Vénus orbite autour du Soleil tous les 224,7 jours terrestres. Avec une période de rotation de 243 jours terrestres, il lui faut plus de temps pour tourner autour de son axe que toute autre planète du Système solaire. Comme Uranus, elle possède une rotation rétrograde et tourne dans le sens opposé à celui des autres planètes : le soleil s'y lève à l'ouest et se couche à l'est. Vénus possède l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire avec une excentricité orbitale presque nulle et, du fait de sa lente rotation, est quasiment sphérique (aplatissement considéré comme nul). Elle ne possède pas de satellite naturel.
Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est parfois appelée la « planète sœur » de la Terre en raison des similitudes relatives de leurs diamètres, masses, proximités au Soleil et compositions. Par d'autres aspects, elle est radicalement différente de la Terre : son champ magnétique est bien plus faible et elle possède une atmosphère beaucoup plus dense, composée de dioxyde de carbone à plus de 96 %. La pression atmosphérique à la surface de la planète est ainsi 92 fois supérieure à celle de la Terre, soit environ la pression ressentie, sur Terre, à 900 mètres sous l'eau. Elle est de loin la planète la plus chaude du Système solaire — même si Mercure est plus proche du Soleil — avec une température de surface moyenne de 462 °C (735 K). La planète est enveloppée d'une couche opaque de nuages d'acide sulfurique, hautement réfléchissants pour la lumière visible, empêchant sa surface d'être vue depuis l'espace. Bien que la présence d'océans d'eau liquide à sa surface par le passé soit supposée, la surface de Vénus est un paysage désertique sec et rocheux où se déroule toujours un volcanisme. La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés et consiste essentiellement en de vastes plaines géologiquement très jeunes : quelques centaines de millions d'années.
En tant que deuxième objet naturel le plus brillant du ciel nocturne après la Lune, Vénus peut projeter des ombres et peut quelquefois être visible à l'œil nu en plein jour. Vénus étant une planète inférieure, elle reste proche du soleil dans le ciel, apparaissant soit à l'ouest juste après le crépuscule, soit à l'est peu avant l'aube. Du fait de son importante magnitude apparente, Vénus a fait l'objet des premières observations astronomiques et a été la première planète dont l'Homme ait tracé les mouvements, dès le deuxième millénaire avant notre ère. Elle a aussi été intégrée à de nombreuses mythologies en tant qu'étoile du matin et qu'étoile du soir puis, par la suite, a été source d'inspiration pour les écrivains et les poètes. Elle doit ainsi son nom à la déesse romaine de l'amour. Elle est également connue dans la culture occidentale sous le nom d'« étoile du berger ».
Vénus a été un objectif privilégié pour les premières explorations interplanétaires du fait de son faible éloignement de la Terre. C'est la première planète visitée par un véhicule spatial (Mariner 2 en 1962) et la première où une sonde spatiale se soit posée avec succès (Venera 7 en 1970). Les épais nuages de Vénus rendant impossible l'observation de sa surface en lumière visible, les premières cartes détaillées ont été réalisées à partir des images de l'orbiteur Magellan en 1991. Des projets d'astromobiles (rovers) et de missions plus complexes ont également été envisagés.
Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]
Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du Système solaire, ce qui signifie qu'elle possède un corps rocheux comme la Terre. Elle est comparable à la Terre en taille et en masse, et souvent décrite comme la « sœur » ou « jumelle » de la Terre[1],[2]. Son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %[1]. Néanmoins, si sa géologie est sans doute proche de celle de la Terre, les conditions qui règnent à sa surface diffèrent radicalement des conditions terrestres[1].
Vénus est notamment la planète la plus chaude du Système solaire du fait de son atmosphère beaucoup plus dense que l'atmosphère terrestre[3]. Les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète et sont à l'origine de formations géologiques parfois uniques dans le Système solaire telles que coronae, arachnoïdes et farra, attribuées à des manifestations atypiques de volcanisme.
Atmosphère[modifier | modifier le code]
Composition[modifier | modifier le code]
Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de dioxyde de carbone (CO2) à 96,5 % et d'une faible quantité de diazote à 3,5 %[4]. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre[5]. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre[6], soit une pression équivalente à celle ressentie sur Terre à une profondeur de près de 900 mètres sous le niveau de la mer. La densité en surface est de 65 kg/m3, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer[6].
Cette atmosphère, riche en dioxyde de carbone, est à l'origine du plus fort effet de serre du Système solaire, créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)[6],[7]. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de Mercure, qui a une température de surface minimale de 53 K (−220 °C) et maximale de 700 K (427 °C) (pour la face exposée au Soleil le plus longtemps)[8],[9], bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'irradiance solaire de Mercure d'après la loi en carré inverse[10].
Des études publiées dans les années 2000 suggèrent d'abord que l'atmosphère de Vénus aurait auparavant ressemblé à celle entourant la Terre et qu'il pouvait y avoir eu des quantités importantes d'eau liquide à sa surface[11],[12]. Puis, après une période pouvant s'étendre de 600 millions à plusieurs milliards d'années, un effet de serre grandissant est apparu du fait de l'évaporation de cette eau originellement présente et aboutissant finalement au niveau critique actuel de gaz à effet de serre dans l'atmosphère[13]. Toutefois, en 2021, une nouvelle étude indique que les conditions climatiques de Vénus n'auraient jamais permis la formation d'océans d'eau liquide à sa surface[14],[15].
Foudre[modifier | modifier le code]
L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée[16] depuis les premières suspicions lors du programme Venera soviétique[17],[18],[19].
En 2006 et 2007, Venus Express détecte des ondes de plasma, signature de la foudre[20]. Leur apparition intermittente suggère une association avec l'activité météorologique et, d'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre[21]. Cependant, d'autres instruments de la mission ne détectent pas de foudre. Par ailleurs, l'origine de cette foudre reste incertaine[16],[22].
En , et dans une moindre mesure en et des chercheurs travaillant sur la sonde spatiale Akatsuki observent des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela est considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes ondes de gravité stationnaires du Système solaire découvertes à ce
