Vénus

   Deuxième planète du Système solaire, Vénus est un monde infernal où rien ne peut vivre. La température y est uniformément répartie à 476 degrés et l'atmosphère est constituée de 95% de gaz carbonique, sous une pression infernale de 90 fois celle de la Terre, au niveau de la mer. Le volcanisme y fut intense. Couverte entièrement de nuage, seulement 2% de la lumière solaire arrive au sol, donnant une drôle d'impression lugubre. Le ciel est jaune-orange.


Pour rechercher dans cette page, sinon voir "recherche" dans le menu déroulant . L'orthographe et les accents ont de l'importance.

 Si le mot trouvé ne vous convient pas, appuyez à nouveau sur "rechercher". La recherche s'incrémentera sur le 2ième mot et ainsi de suite. Essayez avec Vénus.

vue d'Aphrodite Terra et du globe vénusien
http://www.solarviews.com

   Cette vue d'Aphrodite Terra et du globe vénusien est le résultat de dix années d'investigation qui aboutirent à la mission de la sonde Magellan de 1990 à 1994. Magellan a cartographié 98% de la planète avec une résolution d'environ 100 m. Sur la vue ci-dessus, qui fut élaborée à partir d'une mosaïque d'images, Vénus apparaît avec une résolution de 3 km. L'absence de données de certaines zones fut comblée par celles recueillies par le radar d'Arecibo (Porto Rico). Un traitement d'image adapté a été utilisé pour améliorer le contraste et accentuer des détails. Les couleurs furent attribuées selon l'altitude: bleu = dépression au rouge = relief. Des données altimétriques des sondes Venera et Pioneer-Venus furent utilisées pour combler les lacunes de Magellan. Une projection orthogonale fut nécessaire pour rendre l'effet d'éloignement  plus évident sur les bords de l'hémisphère.

  1. Topographie

vénus, projection mercator. The image was produced by the Solar System Visualization Project and the Magellan science team at the Jet Propulsion Laboratory’s Multimission Image Processing Laboratory

 

The image was produced by the Solar System Visualization Project and the Magellan science team at the Jet Propulsion Laboratory’s Multimission Image Processing Laboratory. NASA Spacelink

   70% de la surface revêt la forme d'une enveloppe au relief plat et homogène, assimilable aux plaines lunaires. Le niveau moyen localisé autour des plaines appelées "Planitia" se situe à un rayon moyen de 6 051,4 km. Les zones jaune-clair à clair sont les plus élevées. Avec ses bords s'élevant de plusieurs milliers de mètres au-dessus des plaines voisines, Ishtar Terra constitue un vaste plateau à la dimension de l'Australie. A l'est se trouve Maxwell Mons qui est le sommet le plus élevé de Vénus avec ses 11 800 m. A l'ouest, Laksmi Planum forme un plateau de 2 500 km de diamètre, 3 fois plus vaste que le plateau tibétain. Il domine de 3 à 4 000 m les plaines avoisinantes. L'autre partie vaste comme l'Afrique, c'est Aphrodite Terra. Elle est plus grande qu'Ishtar Terra. Son relief est plus tourmenté et contient une formation plus ou moins circulaire de 2 400 km de diamètre. Des fossés très profonds, visibles sur la partie hémisphérique ci-dessus, larges de plusieurs centaines de km, profonds de plusieurs milliers de mètres et long de milliers de km, la traversent de part en part.

   D'autres régions n'ayant pas la dimension continentale s'élèvent aussi au-dessus du niveau des plaines. Parmi elles, il y a Bêta Régio qui est la plus remarquable puisqu'on y aurait trouvé une formation volcanique, haute de 4 000 m, d'origine récente. Enfin d'autres régions repérées, de couleur marron à marron très foncé correspondent à 20% de la surface. Ce sont des dépressions peu marquées mais dont le plancher peut atteindre les - 3 000 m au-dessous du niveau moyen.  Dans ces zones  sombres furent découvertes des zones circulaires faisant penser à des cratères d'impact, dont les diamètres varient beaucoup.

  1. Présentation

   Elle fut appelée Aphrodite chez les Grecs et Ishtar chez les Babyloniens. Vénus est devenue la déesse de la beauté et de l'amour chez les Romains. Mais en raison de sa taille, de sa distance au Soleil et de sa densité, la planète Vénus fut souvent appelée : sœur jumelle de la Terre. La Terre a un diamètre de 12 756 kilomètres et Vénus  12 104 kilomètres. L’orbite terrestre moyenne est à 149,6 millions de kilomètres du Soleil et celle de Vénus à 108,2 kilomètres. Les deux densités des planètes sont également semblables : 5,52 pour la Terre et 5,24  pour Vénus. Puisque Vénus est plus près du Soleil que la Terre, elle apparaît toujours près du Soleil comme une étoile très lumineuse, au coucher ou au lever du Soleil. D’où son nom d’étoile du berger. Elle est visible à peu prés 3 heures avant le lever ou bien 3 heures après le coucher. Elle ne s'écarte au plus qu'à 48° du Soleil. C'est la première ou la dernière "étoile" que nous voyons briller dans le ciel. Mais attention, ce n'est pas une étoile, c'est en réalité la deuxième planète du Système solaire. Elle présente des phases comme la Lune.

   En dépit des similitudes, Vénus est  très différente de la Terre. Elle a une température de surface uniforme jour et nuit d'environ 470°C et une pression atmosphérique de 90 fois celle de la Terre, équivalente à celle que l'on rencontre à - 900 m, dans les océans. L'atmosphère de Vénus, presque exempte de l'eau, est composée à 95% de dioxyde de carbone (CO2); ses nuages élevés contiennent de l'acide sulfurique. Vénus n'a pas de satellite, et aucun champ magnétique n'a été détecté. Elle tourne sur son axe dans une direction rétrograde (le Soleil se lève à l’ouest et se couche à l’est) très lentement en 243 jours terrestres.  En outre, les périodes de rotation de Venus et de son orbite sont synchronisées de telle manière qu'elle présente toujours la même face à la terre quand les deux planètes sont au plus près l'une de l'autre. Aujourd'hui, les scientifiques ne savent pas si cela est dû au hasard ou bien si c'est un effet de résonance.

  1. Caractéristiques

  • Distance au Soleil: 107 à 109 millions de km.
  • Distance à la Terre: 48 à 258 millions de km
  • Diamètre : 12 104 km (Terre: 12 756 km).
  • Diamètre apparent : de 10" à 66"
  • Masse : 4,87.1024 kg (Terre: 6.1024 kg).
  • Densité : 5,25 (Terre: 5,5).
  • Pesanteur : 8,6 ms² (Terre: 9,81 ms²).
  • Vitesse de libération : 10,4 km/s (Terre: 11,2 km/s).
  • Température jour et nuit : 476°C sur l'ensemble de la planète.  Ceci est occasionné par l' effet de serre que provoquent les volcans en éjectant de grandes quantités de dioxyde de soufre, de dioxyde de carbone ainsi que de la vapeur d'eau.

  • Pression atmosphérique : 90 atmosphères (90 fois la pression terrestre). C'est l'équivalent de celle qui règne à 900m sous les mers ou 30 éléphants sur le dos. 

  • Vent au sol : 12 km/h, mais sous une telle pression, cela représente 120 kg/m³.

  • Atmosphère : 95% de gaz carbonique et 4% d'azote.

  • Révolution : elle tourne autour du Soleil  (1 année) en 224,7 jours terrestres .

  • Rotation: elle tourne sur elle-même (1 journée) en 243 jours terrestres. La proximité du Soleil joue un rôle important dans cette lente rotation, en la freinant.

1 année vénusienne dure un peu moins d'une journée vénusienne. Elle tourne plus vite autour du Soleil, qu'autour de son axe.

  • sens de rotation: rétrograde. Le Soleil se lève à l'ouest et se couche à l'est. Ce sens rétrograde (inverse des autres planètes) serait dû à l'impact d'un astéroïde qui aurait fait basculer la planète. Au pôle, un cratère de 2 400 km en serait la preuve.

  • obliquité de son axe: 178°.

  • inclinaison de son orbite: 3,39°.

  • excentricité de l'orbite: 0,007 (presque parfaitement circulaire).

  • albédo: 0,59.

  • magnétisme: il n'y a pas de champ magnétique. Sa faible vitesse de rotation est insuffisante pour entraîner le mouvement de la masse de fer en fusion, se trouvant au centre de Vénus.

  • point le plus élevé: Maxwell Montes 11 800 m au-dessus du niveau moyen.

rappel:

Pression atmosphérique = hauteur du mercure dans le baromètre x surface x densité du mercure, soit:

76 cm x 1 cm2 x 13,6g/cm3 = 1 033 g/cm2 = 1 033 millibar

ou bien:   

1kg/cm2 a 1 atmosphère  a 1 bar

 90 atmosphères = 90 kg/cm2  ou  900 tonnes par m2.

 
  1. Découvertes

 

  1. Atmosphère

Les photographies nous firent découvrir qu'elle est recouverte de nuages à 100%  Elle fut photographiée pour la première fois par la sonde Mariner 2 (14-12-62) à 34 854 km, puis par Mariner 5 (19-10-65) à 4 094 km. Les photographies nous firent découvrir qu'elle est recouverte de nuages à 100% (50% sur Terre). Ces nuages sont très hauts, à une altitude comprise entre 45 et 65 km. Ils renferment des gouttelettes d'acide sulfurique, de chlore, de dioxyde de carbone (CO²), de la vapeur d'eau et du soufre. Résultat: un ciel de couleur jaune. Ils sont poussés par des vents à 360 km/h et en font le tour en 4 jours. 

Venus images

 

  La température de 476°C, due à l'effet de serre, et la pression de 90 atmosphères, font que l'atmosphère doit être regardée comme une mer de plomb fondue, agitée par un vent exerçant une pression de 120 kg/m³, bien que ne soufflant à moins de 10 km/h.

  Le ciel est zébré d'éclairs (jusqu'à 25 par seconde), surtout aux endroits où la gravité est la plus forte. La sonde Pioneer-Vénus a enregistré un roulement de tonnerre permanent. Mais lorsque la sonde Cassini-Huygens y est passé 2 fois avant de partir pour Saturne, elle n'a rien détecté. Ce qui est troublant c'est que les scientifiques ne se sont pas émus des découvertes de Pioneer-Venus et qu'aujourd'hui, ils répondent que l'absence d'éclair n'est pas une surprise. Dans un sens ils n'ont pas tord, car les éclairs sont déclenchés par des mouvements verticaux et sur Vénus les nuages ont un déplacement horizontal. Mais connaissons-nous bien tout de Vénus ?

  Il pleut de l'acide sulfurique, mais cette pluie s'évapore avant d'atteindre le sol.

  1. Les sondes

  De 1961 à 1985, les russes se sont préoccupés de faire arriver des sondes sur l'étoile du berger.

  Venera 1 et Venera 2 (1961 et 1966) ne réussirent qu'à s'approcher à faible distance ( 99 800 et 23 950 km). Venera 3 se posa, mais fut détruite pendant la phase de descente à 32 km d'altitude (1- 3- 66). Quant à Venera 4, 5 et 6 les impacts furent présumés côté nuit le 18-10- 67, 16 et 17- 5- 69, les sondes ayant transmis des données pendant toute la phase de descente.

  La sonde soviétique Venera 7 fut la 1ère à s'y poser, le 15 décembre 1970. Elle a pu émettre, du sol, pendant 23 minutes. Pour Venera 8 la transmission du sol dura 50 min, le 22-7-72.

  Les sondes Venera 9 et 10 s'y posèrent  les 22 et 26-10-75, tandis que les 2  Orbiter restaient en orbite ( 1 560 km et 1620 km) pour faire la liaison avec la Terre. Elles firent voir, pour la 1ère fois, un désert rocailleux avec des pierres aux arêtes vives. Ce sont des roches que l'on retrouve sur le plancher océanique de la Terre. Les terrains apparaissent couleur rouille par suite d'une abondance de fer. 

Les sondes Venera 9 et 10 s'y posèrent  les 22 et 26-10-75. Elles firent voir un désert rocailleux avec des pierres aux arêtes vives.

NSSDC

 Elles se sont posées sur les flancs de Rhéa Mons et Théia Mons, à une altitude de 1600 m. La pression était de 91 atmosphères et la température de 735 °K. Venera 9 s'est posée sur un terrain rocailleux et en pente (15 à 20°). Les rochers visibles sur cette image mesurent 15 à 20 cm de haut pour 50 à 70 cm de long. Les bords sont tranchants. Des cailloux de tailles inférieurs au cm sont visibles. Le sol est sombre. Une érosion éolienne et chimique est envisageable. Photo de l'Académie des Sciences de l'URSS.

 

 Pour les sondes Venera 11 et 12 (25 et 21-12-78) le scénario fut le même. Les 2 sondes détectèrent les éclairs. Tandis que les Venera 13 et 14, en mars 1982, firent les premières analyses chimiques du sol.

  Quant aux sondes Venera 15 et 16 ( juin 1983 ), elles restèrent en orbite pour faire de la cartographie radar avec un radar imageur, mais de résolution faible.

  Et enfin, les 2 dernières sondes soviétiques, Véga 1 et 2 , larguèrent 2 engins en passant dans le voisinage de Vénus, tandis qu'elles continuaient leur chemin vers la comète de Halley. Ces 2 messagers déployaient 2 ballons-sondes dans l'atmosphère, afin d'étudier les nuages, avant de se poser les 11 et 15 juin 1985. Les ballons ont dérivés pendant 46 heures à la vitesse de 70 à 100 m/s. Les 2 sondes au sol ont pu, pendant quelques dizaines de minutes, transmettre des renseignements sur la composition chimique du sol et des nuages.

  Pour les américains, la course fut moins spectaculaire, mais très fructueuse. La première sonde à s'approcher fut tout d'abord Mariner 2 (14-12-62) qui passa à 34 642 km de Vénus et nous fit découvrir les nuages et surtout la température élevée. Mariner 5 fut la 2ième sonde américaine. Elle survola Vénus à 4 094 km le 19-10- 67. Des études très complexes furent entreprises lors de ce survol, notamment, l'interaction du vent solaire sur la haute atmosphère et des études sur l'atmosphère proprement dite, le champ magnétique, la découverte du gaz carbonique, constituant n°1 de l'atmosphère, la pression atmosphérique, la mesure du diamètre , etc...

  Puis le 5 février 1974, Mariner 10, en route pour Mercure, s'approcha à 5 785 km. Des mesures diverses furent entreprises en complément des précédentes, notamment étude du plasma, du champ magnétique, des nuages en ultra-violet pour comprendre la circulation atmosphérique, des images furent prises pour comprendre le mouvement des nuages ( structure en y).

  Mariner 10 continua sa course vers Mercure.

  En décembre 1978, il y eut les 2 sondes Pioneer-venus 1 et 2. Ce furent 2 sondes sans équivalent, qui étudièrent la planète. Pioneer-venus 1 fut la 1ère à se satelliser. La 2ème, fut la 1ère à être à sondes multiples ( 1 grosse et 3 petites) qui pénétrèrent dans l'atmosphère pour en faire une étude complète et furent détruites en touchant le sol. Elles n'avaient pas été prévues pour se poser. Ces sondes confirmèrent la présence des éclairs. L'orbiter fut équipé du premier radar imageur, mais d'une résolution beaucoup plus faible que celui de  Magellan. 

  Mais de tous ces exploits, ceux de la sonde américaine, Magellan, seront les plus importants. La sonde nous fit découvrir le relief de Vénus .

  Lancée le 5 mai 1990, elle fut placée sur une orbite polaire, le 10 août 1990. Pendant 4 ans, elle a pu dresser une carte complète, grâce à son radar. Ce dernier perça les nuages pour faire une cartographie, sans égal, du sol.

  1. Sol

 Sur ce terrain plissé d'Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis s'alignent dans toutes les  directions.
http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm

    Sur ce terrain plissé d'Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis s'alignent dans toutes les  directions. Les longueurs de ces détails s'étendent de 10 kilomètres à 60 kilomètres. L'altitude moyenne d'Alpha Regio est de 4 000 m. Les dépressions sombres et allongées, visibles sur cette image, peuvent être remplies de lave. Notez le grand volcan de 35 km de diamètre, en haut et à droite, on y distingue très nettement sa caldeira; son bord occidental semble être un écoulement de débris ou un écoulement de lave. La zone noire, au-dessous du volcan, représente une absence de données, lors de la transmission.

  Magellan a confirmé que la planète a été le siége d'une activité volcanique intense  C'est ce qui peut expliquer le taux élevé d'acide sulfurique mesuré dans les nuages au-dessus de certaines régions. 

    Le plus long fleuve de lave (6800 km) du Système solaire y fut découvert et d'autre part tous les chenaux de lave présentent une largeur remarquablement constante : 2 km. Une autre surprise, les terrains de toute la planète sont relativement jeunes : 500 millions d'années. C'est ce qui explique un nombre de cratères d'impact  moindre que sur la Lune. Mais puisqu'il n'y a pas sur Vénus, de tectonique des plaques, certains scientifiques pensent que le renouvellement s'effectue par les volcans et aussi par les coronae et d'autres croient en un cataclysme. Il est possible que le magma ait fait fondre la lithosphère et inondé la surface. Sur Vénus, contrairement à la Terre, la lithosphère se déplace verticalement. Lorsque la pression devient intense, la partie fondue du manteau finirait par laisser le magma s'écouler en surface.

      La planète est relativement peu accidentée. 80% de sa surface ne dépassent pas 500 m par rapport au niveau moyen fixé à 6 051,84 km. 60% de la surface sont occupées par une vaste plaine, dont les ondulations ne dépassent pas 1 000 m d'amplitude. Elle est parsemée de grands bassins (400 à 600 km de diamètre) et peu profonds ( 200 à 700 m ), qui sont sûrement des vestiges de cratères anciens.

   24% de la surface correspondent à des régions, appelées "basses terres" situées au-dessus du niveau moyen ( -1 600m ) et dont l'altitude moyenne est de quelques centaines de mètres. Mais les plaines sont dominées par 2 régions montagneuses:

-  1 plateau, Isthar Terra, avec un volcan de 11 800 m de haut et de 750 km de base ( Maxwell Mons), dont les dimensions sont celles des États-Unis. Sa partie centrale est composée d'un grand plateau (Laksmi planum) de 2 500 km de diamètre et de 3 à 4 000 m au-dessus du niveau moyen.

-  Aphrodite Terra a la taille de l'Afrique. Des massifs y culminent à 9 000 m à l'ouest (Maat Mons) et à 4 000 m à l'est. Sa partie orientale est bordée par 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 : - 2 900 m. Cet immense canyon, dont les parois atteignent par endroits 6 000 m, rappelle les rifts terrestres, où se renouvelle la matière des plaques tectoniques.

  1. Maat Mons

Perspective en 3 dimensions des images radar de Magellan sur le Maat Mons. Perspective en 3 dimensions des images radar de Magellan sur le Maat Mons. Il est couvert de laves fraîches, qui s'étendent sur des centaines de km. Son altitude de 9 000m en fait le 2e sommet de Vénus.

grand format:  http://photojournal.jpl.nasa.gov/tiff/PIA00106.tif

  1. Dômes

   De nouvelles structures furent découvertes : les dômes. Ce sont d'énormes coulées de lave de forme quasi circulaire, regroupés en champs. Plus de 140 furent dénombrés. Ils ont en général un diamètre de 25 km et une altitude de quelques centaines de mètres (de 400 à 1300m). Ces dômes semblent avoir été formés par des laves visqueuses. Ils ressemblent à des galettes géantes. Les craquelures sur leur surface  suggèrent que la lave ait jailli vers le haut, à l'intérieur des dômes, faisant gonfler leur surface.  Ces 7 dômes sont visibles sur le bord oriental d'Alpha Regio.  Des scientifiques pensent qu'ils sont issus d'éruptions de  laves épaisses écoulées d'un trou d'évacuation, situé au niveau du sol, en donnant des couches successives. 

Les craquelures sur leur surface  suggèrent que la lave ait jailli vers le haut, à l'intérieur des dômes, faisant gonfler leur surface.
http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm

   Le volcanisme a donné naissance à des formes que l'on ne retrouve que sur Vénus. Certaines ressemblent à des toiles d'araignées que les russes ont appelé Arachnoïdes et Coronas. Elles seraient provoquées par la remontée de matière au-dessus de points chauds.

des toiles d'araignées que les russes ont appelé Arachnoïdes
http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm

  Ce sont des structures circulaires d'un diamètre compris entre 50 et 230 kilomètres , avec un volcanisme central entouré d'un réseau complexe de failles. Les arachnoïdes sont semblables aux coronas, mais généralement plus petites . Les lignes brillantes  qui se prolongent sur plusieurs kilomètres au delà des arachnoïdes, ont pu être provoquées par des remontées de magma qui a soulevé la surface en formant des fissures. Ce sont les formes géologiques les plus surprenantes, découvertes sur Vénus.

  1. Magellan

    La mission fut nommée Magellan en l’honneur de l’explorateur portugais qui fit le tour de la Terre, au 16e siècle, pour la première fois.

    La sonde Magellan a cartographié Vénus par imagerie radar. Les scientifiques ont obtenu les images les plus détaillées de la planète (résolution de 100 m), au cours de ses 4 années (1990 à 1994) passée en orbite vénusienne. Ensuite, elle a  permis l’obtention de cartes gravifiques très précises. De plus, les contrôleurs de vol ont mis au point une nouvelle méthode économique de mise à poste d’un satellite : l’aérofreinage. Cela consiste à utiliser l’atmosphère pour freiner, ralentir ou orienter une sonde spatiale à l’aide des panneaux solaires. Cette méthode a été mise à profit avec la sonde Mars Global Surveyor.

    Des cratères, vus sur les images de Magellan, évoquent  une surface de Vénus relativement jeune, remodelée il y a environ 500 millions d'années par des éruptions volcaniques répandues sur toute la planète. L'environnement sévère actuel  persiste depuis cette époque, sans que rien n’évoque  la présence d’océan ou de lacs. D’autre part, les scientifiques n'ont trouvé aucune tectonique des plaques évidente ( mouvements des plaques dans la croûte qui causent des tremblements de terre et ont comme conséquence de remodeler la surface en faisant dériver des continents sur des périodes de plusieurs centaines de millions d’années).

   La mission de Magellan s’est terminée par un plongeon dramatique sur la surface de Vénus. C’est la première fois qu'un vaisseau spatial en fonctionnement, fut détruit  intentionnellement. Le contact a été perdu  le 12 octobre 1994 à10:02 TU. Le but de la manœuvre était que Magellan recueille des données sur l'atmosphère de Venus avant qu'il ne cesse de fonctionner.

 Vue d'ensemble de la mission.

Vue d'ensemble de la mission et de l'orbite de croisière de Magellan.

Vue d'ensemble de la mission et de l'orbite de croisière de Magellan.

Magellan Home Page
Magellan fut le premier vaisseau spatial interplanétaire à être lancée par  une navette      Magellan fut le premier vaisseau spatial interplanétaire à être lancée par  une navette spatiale, en l’occurrence la navette Atlantis,  le 4 Mai 1989. Atlantis a emporté Magellan sur une orbite basse pendant 5 tours de Terre. Un moteur à combustible solide, appelé IUS (Inertial Upper Stage), envoya Magellan sur une orbite de croisière de 15 mois faisant une boucle de 1,5 tour autour du soleil  pour arriver le 10 août 1990. La sonde, ensuite, se plaça sur une orbite polaire (survole de chaque pôle) très elliptique ( 294 / 8543 km) pour 3 rotations successives de cette dernière, soit environ 2 années terrestres. Vénus tourne sur elle-même en 243 jours terrestres. Elle pivote de 1,5° par jour, tandis que la Terre effectue une rotation, sur elle-même, de 360° en 24 heures. Chaque orbite, fut accomplie en 3h15mn.

 Pendant le périastre (la partie de son orbite la plus proche de Venus) le radar cartographiait une bande d’une largeur approximative de 17 à 28 km. À la fin de chaque orbite, Magellan retransmettait par radio la bande ainsi cartographiée, à la Terre. L'engin interplanétaire rassembla ainsi,  bande après bande, des données couvrant  le globe entier à la fin d’un cycle orbital de 243 jours terrestres, environ 8 mois. Vers la fin de son premier cycle orbital entre septembre 1990 et mai 1991, Magellan avait transmis des images détaillées de 84 pour cent de la surface de Venus. Le deuxième cycle de 8 mois dura de mai 1991 à septembre 1992. A la fin de cette période, 98% du sol furent cartographiés. Le cycle suivant fut surtout utilisé pour rechercher des modifications par rapport aux cycles précédents. D’autre part, le recouvrement d’un cycle à l’autre n’étant pas parfait, les scientifiques utilisèrent le décalage pour faire de la stéréoscopie et obtenir ainsi des images tridimensionnelles de la surface de Vénus.

L'escarpement  méridional et le bassin occidental d'Ishtar Terra

http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm

L'escarpement  méridional et le bassin occidental d'Ishtar Terra (partie au nord de Vénus) sont visibles sur cette perspective à trois dimensions, accentuée verticalement. La partie occidentale d'Ishtar Terra est de la dimension de l'Australie et fut l'un des buts essentiels des investigations de Magellan. Le terrain montagneux s'élève de 2500 à  4000 m au-dessus du plateau Lakshmi Planum, visible au loin, à droite. Ici, la surface du plateau chute brutalement vers les terres en contre-bas. L'accentuation verticale sur cette image, qui est d'environ 20 fois, fait bien ressortir l'effet stéréoscopique. Les zones noires, sont liées à des absences de transmissions.

 

 Pendant 4e cycle orbital de septembre 1992 à mai 1993, le vaisseau spatial a rassemblé des données sur le champ de gravitation de la planète. Pendant ce cycle, Magellan n'a pas employé son radar mais a transmis un signal  continu à la Terre. S'il passait au-dessus d'un secteur ayant une pesanteur plus élevée que la normale, la sonde était accélérée légèrement sur son orbite, causant une modulation de la fréquence du signal en raison de l'effet de Doppler, tout comme le bruit d'une sirène change entre la phase d’approche et la phase d’éloignement. Des récepteurs au sol  mesuraient le décalage de fréquence avec précisions permettant aux scientifiques de dresser une carte de gravité détaillée.

À la fin du 4e  cycle, en mai 1993, les contrôleurs de vol ont abaissé l'orbite du vaisseau spatial en utilisant une technique jamais employée :  l’aérofreinage. Cette manœuvre a abaissé l’orbite de Magellan à chaque passage au périastre, grâce à la traînée atmosphérique. Après que l’aérofreinage ait été accompli entre 25 mai et le 3 août 1993, l'orbite de Magellan fut stabilisée à  180 / 541 kilomètres. La période de révolution passa à 94 mn. Ceci permit d’obtenir des informations gravifiques plus précises aux latitudes polaires, grâce à une orbite plus circulaire. Le 5e cycle se termina en avril 1994. Le 6e cycle fut réservé à des expériences scientifiques plus précises sur la gravité, le radar et les communications radio. Vers la fin de la mission, Magellan avait transmis des données de hautes  précisions sur la pesanteur pour environ 95% de la surface.               

     En septembre 1994, l'orbite de Magellan fut abaissée une fois de plus, lors d’un autre essai appelé  "expérience du moulin à vent." Dans cet essai, les panneaux solaires du vaisseau spatial ont été tournés dans une configuration ressemblant aux ailes d'un moulin à vent, et l'orbite de Magellan a été abaissée jusqu’aux  limites externes de la partie dense de l'atmosphère de Vénus. Les contrôleurs de vol ont alors mesuré le couple utile exigé pour maintenir l'orientation de Magellan et pour garder la rotation. Cette expérience a donné aux scientifiques des données sur le comportement des molécules de l’atmosphère supérieure de Vénus, et aussi de nouvelles informations utiles aux ingénieurs concevant les vaisseaux interplanétaires.  

Le 11 octobre 1994, l'orbite de Magellan a été abaissée faisant plonger le vaisseau spatial dans l'atmosphère, le contact a été perdu le jour suivant. Bien que beaucoup de parties de Magellan se soient vaporisées dans l’atmosphère, quelques morceaux ont probablement percuté le sol.

La sonde

Magellan Home Page 

La firme Martin Marietta était responsable de Magellan, tandis que Hughes Aircraft était responsable du radar.

     Construit partiellement avec les pièces de rechange d'autres missions, la sonde  interplanétaire Magellan, surmontait de l’antenne à haut gain de 3,7 m de diamètre, mesurait de 4,6 mètres de long.  Avec sa fusée d’appoint et le plein de propergols, le vaisseau spatial pesait un total de 3 460 kg lors du lancement. L'antenne à  grand gain utilisée pour la communication et l’imagerie radar faisait partie des pièces de rechange de la mission Voyager , de même qu’une partie de la structure principale et un ensemble d'éjecteurs. Le système informatique  de commande, l'ordinateur pilote d'attitude et les unités de distribution d'énergie étaient des pièces de rechange de la mission  Galiléo, vers Jupiter.  L’antenne à gain intermédiaire venait du projet  Mariner 9. La firme Martin Marietta était responsable de Magellan, tandis que Hughes Aircraft était responsable du radar.

    Magellan était alimenté par deux panneaux solaires carrés, de 2,5 mètres de côté chacun; ensemble, ils ont assuré une puissance de 1 200 watts. Au cours de la mission, les panneaux solaires ont été progressivement dégradés, comme prévu; vers la fin de la mission en automne de 1994, il fut nécessaire d’économiser la puissance pour conserver un fonctionnement correct de l’instrumentation.

L'imagerie radar

    Vénus étant entourée d’une atmosphère dense et opaque, les appareils photos conventionnels ne peuvent pas être employés. Au lieu de cela, le radar imageur de Magellan envoyait des trains d’impulsions micro-onde, comme avec un flash d'appareil photo, pour éclairer la surface de la planète. L'antenne à grand gain de Magellan envoya ainsi, des millions d'impulsions par seconde vers la planète; après chaque impulsion, l'antenne recevait l' écho renvoyé par la surface. Les impulsions n’étaient pas envoyées directement vers le bas, mais plutôt légèrement en biais. De plus, un traitement spécial utilisait les données pour obtenir une résolution supérieure, comme si l’antenne avait été plus grande ou possédait une ouverture supérieure; le radar s'appela  " radar à ouverture synthétique " ou  SAR (Synthetic Aperture Radar).

 Le SAR a été employé la première fois par la NASA sur le satellite océanographique Seasat, en 1978; il  a, plus tard, été développé plus intensivement pour des missions embarquées sur la navette spatiale en 1981, 1984, 1994 et 2000. Il est utilisé sur la sonde Cassini, en route vers la planète aux anneaux : Saturne. Il sera surtout utilisé avec son satellite Titan, lequel est, tout comme Vénus, entouré d’une couverture nuageuse épaisse.

    Le radar de Magellan a été également employé pour rassembler des données altimétriques montrant les niveaux de divers lieux caractéristiques. Dans ce mode, les impulsions furent envoyées  au-dessous de Magellan et le temps mis par celles-ci pour faire un aller-retour, fut mesurer. La vitesse de transmissions de ces impulsions étant  de 300 000 km/s, la distance, donc l’altitude, fut mesurée avec précision. 

Résultats

    A partir des cratères visibles sur les cartes de Venus de Magellan, les scientifiques pensent qu’ils contemplent une surface relativement jeune de peut-être 500 millions d’années. Depuis sa formation comme la Terre, il y a 4,6 milliards d’années, des événements majeurs ont remodelé la surface. Les scientifiques pensent à des éjections massives de lave, lors de violentes éruptions volcaniques. Il est possible que Vénus ait encore des volcans actifs, mais rien ne fut détecté dans le balayage photographique effectué par Magellan.

Bien que quelques scientifiques spéculent que Venus ait pu être une planète tempérée qui fut victime de l’effet de serre, emballement créant les températures très élevées,  les cartes de Magellan ne montrent aucun signe indicateur de la présence de l'eau tels que des rivages ou de bassins sédimentaires. En outre, des signes caractéristiques d’érosion par l’eau n’ont pas été trouvés, bien qu'il y a d’évidents signes d’érosion par le vent sous forme de nombreuses dunes de sable et stries.     

Un des espoirs que les scientifiques mettaient en Magellan, c’était la découverte d’une tectonique des plaques, comme sur la Terre. La tectonique, c’est un mouvement de la croûte par suite d’une température interne élevée, qui se traduit par un renouvellement des continents sur des périodes de centaines de millions d’années, en créant des tremblements de Terre et donnant naissance à des montagnes. Hélas, aucune tectonique évidente n’a été découverte. Cela signifierait que l’intérieur de Vénus est différent de celui de la Terre, bien que les tailles soient identiques. En particulier, Vénus semble manquer d'une " asthénosphère, " une couche tampon dans le sol entre la partie externe de la planète et le manteau. En conséquence, la  pesanteur sur des sites caractéristiques de Vénus reflètent étroitement la topographie extérieure, tandis que sur terre une telle correspondance ne se produit pas toujours.

  Les scientifiques sont également intrigués par la distribution des volcans autour de Vénus. Sur terre, les volcans sont regroupés tel le "cercle de feu " autour de la faille du Pacifique. Vénus, en revanche, est parsemé de centaines de milliers voire de millions de volcans, distribués plus ou moins aléatoirement autour de la planète. Les scientifiques furent étonnés également de voir d’énormes de chenaux de plusieurs milliers de kilomètres de long. Ceux-ci semblent être des chenaux de lave, et montrent fréquemment un éventail de lave à leurs sources

               

  1. Croûte

  La découverte d'un relief très accidenté fut une révélation. Une croûte épaisse de 150 km, entraîne des cataclysmes ( tremblements de terre, crevasses et volcans gigantesques ) et l'absence de tectonique.

Ce demi cratère remarquable appelé Balch est situé dans une crevasse entre Rhea et Theia Montes
http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm

   Ce demi cratère remarquable appelé Balch est situé dans une crevasse entre Rhea et Theia Montes, dans Bêta Regio. D'environ 37 kilomètres de diamètre, Balch a été coupé en 2 par plusieurs fractures ou failles, depuis sa formation lors de l'impact d'une grande météorite. La partie orientale a été partiellement détruite lors de l'effondrement, qui mesure jusqu'à 20 000 m. Un axe nord-sud passant par le centre de ce cratère résulta de l'effondrement et du déplacement de la majeure partie de la moitié orientale du cratère.

   Les 2/3 du sol sont composés de basaltes alcalins que l'on retrouve sur Terre, dans les îles et les rifts du Pacifique

  1. Champ magnétique

   Il représente la 1/100 000 ième partie du champ magnétique terrestre. La faible rotation ne génère pas de magnétisme.

  1. L'eau

   Reconstitué à partir de modèles théoriques, le climat de Vénus a dû être identique à celui de la Terre, pendant 2 ou 3 milliards d'années. Il était bien différent de celui d'aujourd'hui. Le Soleil ne rayonnait que 70% de son énergie actuelle, tel que l'étude du comportement des étoiles permet de le reconstituer.

   En étant très inférieure à la température actuelle, la température d'autrefois aurait permis à l'eau liquide de subsister. Or, cette eau, sous toutes ses formes, devait être aussi abondante sur Vénus que sur la Terre. En effet, l'eau est issue du volcanisme. Les volcans crachèrent la majeure partie de l'eau.

   Vénus étant plus prés du Soleil, elle en reçoit 2 fois plus d'énergie que la Terre. Mais les réactions nucléaires du Soleil se sont accrues depuis sa naissance, ce qui augmenta son rayonnement. En conséquence, la température s'éleva et provoqua l'évaporation totale de l'eau. Il ne faut pas oublier que la température d'ébullition de l'eau dépend de la pression atmosphérique et à basse pression, l'eau bout à une température plus basse que 100°C, ce qui favorise l'évaporation. Il est tout à fait possible que cette pression fut plus basse, car le dégazage n' était pas ancien.

   Ainsi s'installa l'effet de serre. Le rayonnement ultra-violet le mis en place définitivement. Les rayons ultra-violet cassent les molécules d'eau pour donner de l'hydrogène et de l'oxygène. L'hydrogène, plus léger s'échappa massivement, en 500 millions d'années, dans l'espace et l'oxygène se combina avec le soufre et l'hydrogène restant, pour donner l'acide sulfurique qui est trouvé dans les nuages et, sur le sol, des composés d'oxyde ferreux qui donne la couleur rouge.

   Une fois toute l'eau disparut, le gaz carbonique contribua à l'effet de serre. Sur Terre, il est lavé par les pluies et transporté par les eaux de ruissellement vers les océans pour se transformer en carbonate (coquille des animaux marins, le calcaire).

   N'étant plus lavé par les pluies, le CO² laisse passer le rayonnement visible, tout en modifiant ses longueurs d'onde en fréquences plus basses ( rayonnement infra-rouge). Le rayonnement infra-rouge ne peut pas être renvoyé dans l'espace. L'atmosphère ne laisse pas passer les rayons infra-rouge qui se trouvent ainsi piégés. Il y a alors accroissement de la température. Elle atteint aujourd'hui 476°C.

   Or, la vie, telle que nous la connaissons, a besoin d'eau liquide en permanence. Il existe donc une distance limite au Soleil, au-dessous ou au-delà de laquelle elle ne peut pas persister longtemps. Les scientifiques pensent que la vie, dans ces conditions ne peut pas subsister plus d'un milliard d'années, après la formation du système planétaire.

  C'est ainsi que Vénus perdit , en 1 ou 2 milliards d'années, l'eau qu'elle avait obtenue par dégazage, pendant 500 millions d'années. Le rapport deutérium/hydrogène prouve ce fait. Il est de 100 fois plus élevé que sur la Terre (1,6.10-2 contre 1,6.10-4). Le deutérium, plus lourd est resté, tandis que l'hydrogène plus léger s'est évadé dans l'espace.

retour à Système solaire, Système solaire (eau), Terre (eau), Univers (eau)

  1. Conclusion

   Il semble que, d'une part, la proximité du Soleil a joué un très grand rôle sur l'avenir de Vénus et d'autre part, il ne peut y avoir qu'une seule planète par système pour réunir les conditions de l'eau liquide.

  1. Passage devant le Soleil

    Etant sur une orbite plus grande que Mercure, les passages devant le Soleil sont plus rares. Ce phénomène n'a lieu que pour les planètes inférieures, par rapport à la planète sur laquelle on se trouve.

    Depuis l'invention du télescope, Vénus n'est passée que 6 fois devant le Soleil  (1631, 1639, 1761, 1769, 1874, 1882). Les transits ne sont possibles qu'en juin ou décembre, lorsque Vénus traverse le plan de l'écliptique. Le passage se fait à des récurrences de 8 - 121,5 - 8 - 105,5 années.

    Voici les transits jusqu'à 2200:

DATE

Heure GMT

Séparation en seconde d'arc

Visiblilité

8 juin 2004

8h19

627

en France

6 juin 2012

1h28

553

sur le Pacifique

11 dec 2117

2h48

724

8 dec 2125

16h01

733

 

retour: passage de Mercure devant le Soleil.

  1. Vénus Express

  

Les phases d'observation durant une orbite autour de Vénus.  La mission Venus Express est une petite sœur de la mission Mars Express, avec l'utilisation d'une plateforme similaire et la reprise d'instruments, optimisés pour l'étude de Vénus, provenant de la mission Mars Express et de la mission Rosetta, avec en plus trois nouveaux instruments.

  Le lancement eut lieu à l'aide d'une fusée russe Soyuz avec un étage supérieur  Fregat, le 9 novembre 2005 de Baïkonour. L'arrivée est prévue pour 11 avril 2006.

   A l'approche de Vénus, la sonde se freinera grâce à ses rétrofusées pour se mettre sur une orbite très elliptique, quasi polaire, dont le péricentre sera d'environ 250 km et l'apocentre aux environ de 66 000 km de Vénus. La sonde fera le tour de la planète en une journée terrestre. Cette orbite elliptique doit permettre d'étudier Vénus avec différentes résolutions spatiales. Près de Vénus, les observations de l'atmosphère et de la surface vénusienne se feront avec une haute résolution, alors qu'à grande distance elles seront globales, avec également des mesures du vent solaire et de son interaction avec l'environnement ionisé de Vénus. Cette orbite permettra de couvrir toutes les longitudes en une journée vénusienne, soit 243 jours terrestres. La durée de vie de la mission nominale est de deux jours vénusiens, soit 500 jours terrestres.

  Les principaux objectifs de la mission Venus Express de l'ESA portent sur l'étude de l'atmosphère, de la surface et de l'environnement ionisé de Vénus.

   Les scientifiques attendent des réponses aux questions suivantes:

  • Quels sont les facteurs déterminants qui ont permis une telle évolution de l'atmosphère vénusienne ?

  • Quelles sont les caractéristiques globales de cette atmosphère ?

  • L'effet de serre peut-il être entièrement reproduit par les modèles de transfert radiatif de l'atmosphère de Vénus ?

  • Est-ce que la composition de l'atmosphère varie avec l'altitude ou la latitude de Vénus ?

  • Comment l'atmosphère interagit-elle avec la surface ?

  • Quelle est l'origine de la circulation météorologique de l'atmosphère haute de Vénus en 4 jours, quand la surface de Vénus tourne, elle, beaucoup plus lentement ?

  • Quels sont les types d'interaction entre la haute atmosphère de Vénus et le vent solaire ?



Texte issu de © ESA. CNRS-INSU. dont les adresses sont ci-dessus:


http://www.insu.cnrs.fr/photo/moyen/m15482.jpg

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1545

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1548

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/rub.php?rub=356

http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/index.html

http://smsc.cnes.fr/VEX/Fr/index.htm

 

  1. L'avenir

     

   Les Européens disposent dans leur carton, d'un projet tout à fait fou : aller chercher des échantillons sur Vénus.

  A la lumière de ce que nous venons de lire, les difficultés de toutes natures seront à la hauteur des ambitions de ce projet. Si la faisabilité semble correcte, les moyens financiers seront, sans aucun doute, un obstacle plus insurmontable.

  Il faudra 2 sondes, une qui se pose et récupère les échantillons, l'autre , sur une orbite de parking, en attente de leur retour  en provenance du sol et amenés par une fusée décollant d'un ballon. Il faudra ensuite patienter, afin que la position de Vénus, par rapport à la Terre, soit idéale pour les ramener . Durée totale du scénario: 6 ½ ans. Il faudra travailler rapidement (1 h max.) dans une ambiance surchauffée, acide et avec une pression très oppressante. Chaque étape sera un défi technologique.

  Pour une sonde de 4,5 tonnes au départ de la Terre, il est attendu, au retour une capsule d' une dizaine de kg contenant quelques centaines de grammes du précieux chargement.

 

retour marées gravitationnelles

Images et infos sur les sites suivants:

Venus Revealed Images
Venus images
NSSDC
NASA Spacelink
The Magellan's Venus Explorer Guide
Magellan Home Page

Magellan Image Browser

NASA/ GSFC.
http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm
JPL Home Page

Views of the Solar System Copyright © 1997-2000 by Calvin J. Hamilton

   Bibliographie celle citée dans la rubrique LIVRES, avec en particulier:
Encyclopédie Universalis, l'Astronomie, Astronomie Flammarion, Vagabonds de l'espace.

  JavaScript DHTML Drop Down Menu By Milonic  

  la solution de facilite pour surfer francophone