Le système solaire interne : Vénus



Après Mercure, nous arrivons à Vénus, à une distance d'environ 0,72 unité astronomique du Soleil. Vue depuis la terre, Vénus ne s'éloigne jamais beaucoup du Soleil, avec une séparation angulaire atteignant au maximum 45 degrés. Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre, Vénus est l'objet le plus lumineux de ciel après le Soleil et la Lune.

Vénus
Une photographie de Vénus prise en 1990 par la sonde Galileo. L'image a été colorisée pour faire apparaître des détails et indiquer la couleur violette du filtre utilisé. On aperçoit de nombreux détails dans les nuages d'acide sulfurique qui recouvrent la planète. Crédit : NASA

Vénus est très semblable à la Terre du point de vue de la taille, 12 100 kilomètres de diamètre, de la masse et de la composition chimique. La différence la plus apparente concerne son aspect extérieur. En effet, contrairement à notre planète, Vénus présente une atmosphère complètement opaque qui nous empêche d'observer sa surface. Cette barrière fut un obstacle majeur dans l'étude de la planète. Ainsi, la période de rotation resta inconnue jusqu'au début des années 1960, lorsque les astronomes se servirent d'un radar pour la mesurer. Ils découvrirent alors que Vénus se distingue des autres planètes par une rotation en sens inverse de la normale et par une période très longue d'environ 243 jours terrestres.

Vénus commença véritablement à être étudiée avec l'avènement de l'ère spatiale. Elle fut la première planète du système solaire à être survolée par une sonde, en l'occurrence Mariner 2 en 1962. Toute une armada de sondes suivit, d'abord d'autres missions américaines Mariner, qui survolèrent la planète, puis plusieurs sondes soviétiques Venera et l'américaine Pioneer Venus Multiprobe qui plongèrent dans l'atmosphère et se posèrent à la surface. Finalement arrivèrent Pioneer Venus Orbiter, d'autres sondes Venera, ainsi que la mission américaine Magellan, qui se mirent en orbite autour de la planète et purent cartographier sa surface à l'aide de radars.

L'atmosphère

La caractéristique la plus marquante de Vénus est donc probablement son atmosphère. Les sondes spatiales lui ont trouvé une composition très différente de celle de la Terre, avec plus de 95 pour cent de gaz carbonique, un peu d'azote et des traces d'autres gaz. Elles ont également montré que l'atmosphère n'est pas opaque dans son ensemble. En fait, ce sont des nuages concentrés dans une couche relativement fine située entre 45 et 65 kilomètres d'altitude, qui nous empêchent d'observer la surface. Ces nuages sont principalement constitués de gouttelettes d'acide sulfurique, avec un peu d'eau et de la poussière de souffre. Ils se déplacent très rapidement, à 350 kilomètres par heure, et font le tour de la planète en 4 jours terrestre, ce qui est 60 fois plus rapide que la rotation de la planète.

Les conditions atmosphériques à la surface de Vénus sont très hostiles. Les sondes y ont mesuré une pression 90 fois plus forte que sur Terre. La température n'est pas de reste et atteint 480 degrés Celsius. C'est cette température très élevée qui explique pourquoi Vénus est si différente de la Terre. Après leur formation, les planètes étaient toutes deux entourées d'une atmosphère riche en gaz carbonique et en eau. Sur Terre, la vapeur d'eau s'est progressivement condensée pour former les océans et le gaz carbonique atmosphérique a été absorbé par les roches. Sur Vénus par contre, du fait de la proximité du Soleil, la température était trop haute pour que ces deux processus puissent se produire et l'atmosphère a plus ou moins conservé sa composition initiale.

Même si la proximité du Soleil est en partie responsable de la température élevée sur Vénus, elle n'explique pas à elle seule cette valeur de 480 degrés. Celle-ci est liée à un phénomène appelé l'effet de serre qui se produit dans l'atmosphère. Comme son nom l'indique, ce phénomène est de même nature que celui qui provoque le réchauffement de l'air dans une serre de jardin. La lumière qui entre dans une serre de jardin provient du Soleil et son maximum d'intensité se situe dans le visible, plus précisément dans le jaune. Comme le verre est transparent à la lumière visible, le rayonnement solaire n'a aucune difficulté à pénétrer dans la serre. La matière présente à l'intérieur peut alors absorber le rayonnement puis le réémettre. Mais la température de cette matière est inférieure à celle du Soleil et la lumière réémise est produite dans le domaine infrarouge. Or le verre est opaque à l'infrarouge. Le rayonnement réémis par l'intérieur de la serre ne peut donc plus s'échapper vers l'extérieur, l'énergie qu'il transporte est ainsi prise au piège et finalement convertie en chaleur : la serre s'échauffe.

Le phénomène est similaire dans le cas de Vénus, mais c'est le gaz carbonique présent dans l'atmosphère qui joue le rôle du verre. En effet, comme les parois de la serre de jardin, le gaz carbonique est transparent à la lumière visible mais opaque à l'infrarouge. Ainsi, la lumière solaire traverse l'atmosphère de la planète sans problème, mais une fois absorbée par le sol, elle est réémise sous forme infrarouge, se retrouve bloquée par le gaz carbonique et se met à réchauffer l'atmosphère. C'est ce mécanisme qui fit augmenter la température de Vénus peu à peu jusqu'à atteindre la valeur actuelle. Remarquons que l'effet de serre existe aussi sur Terre mais de façon moins marquée car la concentration en gaz carbonique y est beaucoup plus faible.

La surface

La topographie de Vénus nous a été dévoilée principalement par les sondes qui se sont placées en orbite autour de la planète et l'ont explorée à l'aide de radars. Ce fut d'abord Pioneer Venus Orbiter, puis plusieurs sondes Venera, et enfin la mission Magellan qui à méticuleusement cartographié 98 pour cent de la surface de la planète en plusieurs années, avec une résolution de l'ordre de 100 mètres. Les sondes ont révélé que la surface de Vénus est globalement dominée par d'immenses plaines. Cette monotonie est cependant brisée par deux énormes régions de hauts plateaux de la taille d'un continent, baptisées Aphrodite Terra et Ishtar Terra.

Vénus
Le sol de Vénus photographié par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. Crédit : NASA/GSFC

Les paysages vénusiens sont quant à eux dominés par des formations volcaniques. De nombreux volcans sont visibles, avec en particulier Maxwell Montes qui culmine à 11 kilomètres d'altitude. On trouve également d'étranges dômes en forme de crêpe, probablement dus à une lave très visqueuse, ainsi que de nombreuses traces d'anciennes coulées de lave. Tout semble en fait montrer que la planète Vénus a été très active du point de vue volcanique jusqu'à une époque très récente, peut-être à peine 10 millions d'années avant notre ère. Les sondes n'ont cependant révélé aucune activité à l'heure actuelle, et n'ont pas non plus détecté de trace d'une tectonique des plaques comme sur Terre.

En plus des formations volcaniques, l'autre caractéristique importante est la présence de très nombreux cratères, tous de diamètre supérieur à plusieurs kilomètres, preuve que l'atmosphère très dense à réduit en miettes toutes les météorites de faible taille. Enfin, l'aspect de la surface a été révélé par quelques photographies prises par les sondes Venera qui se sont posées en douceur sur le sol. Ces images montrent des paysages désertiques et rocheux, apparaissant oranges à cause de l'atmosphère.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html