Vénus.

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Vénus. deuxième planète dans l'ordre des distances au Soleil, dont elle est éloignée de
108 millions de kilomètres en moyenne. Son diamètre est de 12 100 km et sa densité, de
5,25. Vénus accomplit sa révolution autour du Soleil sur une orbite quasi circulaire en
225 jours. Elle tourne très lentement sur elle-même, faisant un tour en 243 jours dans le
sens rétrograde, au contraire de toutes les autres planètes : le Soleil s'y lève à l'ouest et se
couche à l'est. Vénus, astre du matin ou du soir parce qu'il ne s'éloigne jamais beaucoup du
Soleil (son écart angulaire ne dépasse pas 40o ), est aussi appelée étoile du Berger. Son éclat
est tel qu'on peut parfois l'apercevoir de jour. La planète présente des phases analogues à
celles de la Lune. Une épaisse couche de nuages enveloppe Vénus, empêchant de voir tout
détail de son sol au télescope. Il a fallu attendre des mesures radar pour déterminer sa
vitesse de rotation, les mesures optiques ne donnant que la vitesse de rotation des nuages
de sa haute atmosphère : à 65 km d'altitude, ces nuages sont animés de vitesses atteignant
360 km/h. L'atmosphère très épaisse (plus de 200 km) de Vénus est constituée à 96 % de
gaz carbonique. Les couches autour de 50 km d'altitude contiennent des fines gouttelettes
d'acide sulfurique formant des brumes ou des nuages. La vitesse des vents décroît lorsqu'on
descend dans cette atmosphère et n'atteint plus que quelques kilomètres à l'heure au niveau
du sol. La pression atmosphérique au sol est 93 fois supérieure à celle qu'on rencontre sur la
Terre. Les trois quarts du rayonnement solaire tombant sur Vénus sont réfléchis par
l'atmosphère ; une autre part est fortement absorbée par les nuages, et il ne parvient au sol
que 2,5 % de l'énergie initiale. Malgré ce faible éclairement, la température au sol atteint
470 o C, en raison d'un effet de serre extrêmement efficace. La surface de Vénus est en
majorité constituée de plaines dont l'aspect rappelle celui des « mers » lunaires. Ces plaines
sont probablement formées d'écoulements solidifiés de laves qui se sont échappées de
fractures ou de dépressions ressemblant à des cratères volcaniques. Un gigantesque ravin
long de 6 700 km les parcourt. On trouve aussi quelques grandes zones montagneuses, telle
Ishtar Terra, grande comme l'Australie et dont le sommet culmine à 10 800 m. Mais s'il n'y a
pas de volcanisme en activité aujourd'hui sur Vénus, il est certain qu'il y en a eu dans un
passé très récent.

L'exploration de la planète.
L'essentiel de nos connaissances sur Vénus date de l'ère spatiale. Les États-Unis ont
expédié de 1962 à 1974 trois vaisseaux Mariner, qui effectuèrent toute une série de
télémesures en passant au voisinage de la planète. En 1978, Venus I adressa à la Terre
des vues du sol obtenues au radar, puis Venus II largua quatre sondes qui traversèrent
l'atmosphère pour s'écraser au sol après avoir transmis une foule de données. Enfin, en
1989, a été lancée la sonde Magellan qui a réalisé en moins d'un an une couverture radar
presque totale du sol, révélant des détails de 120 m environ. De leur côté, les Soviétiques
ont lancé avec succès, de 1961 à 1985, treize sondes Venera : nombre de ces engins ont
réussi à se poser au sol, certains d'entre eux résistant suffisamment longtemps à
l'environnement vénusien pour réaliser des analyses et des photographies du sol. En 1985,
les sondes Vega I et II ont largué chacune un ballon-sonde dans les couches nuageuses
supérieures dans lesquelles ils ont dérivé, révélant de grandes régions de turbulences.
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photographie en ultra-violet de la planète, page 5461, volume 10
structure volcanique à la surface de Vénus, page 5461, volume 10
la surface de Vénus, page 5461, volume 10
image radar de Vénus, page 5461, volume 10