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# Enviado el miércoles 26 de diciembre de 2007 04:33
Modificado el miércoles 26 de diciembre de 2007 08:43
L'univers
Dans notre bel Univers, il y a des galaxies, des étoiles, des planètes, des asteroïdes, des êtres vivants.
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# Enviado el miércoles 26 de diciembre de 2007 05:45
Modificado el miércoles 26 de diciembre de 2007 08:35
Le Soleil
Données observées
Demi-grand axe
de la Terre (1 ua) 149 597 870 km
Magnitude apparente −26,8
Magnitude absolue 4,83
Caractéristiques orbitales
Distance du centre
de la Voie lactée 2,50×1017 km
(8 700 pc)
Période galactique 2,26×108 années
Vitesse 217 km/s
Caractéristiques physiques
Diamètre moyen 1 392 000 km
Aplatissement aux pôles 9×10-6
Surface 6,09×1012 km2
Volume 1,41×1018 km3
Masse (M☉) 1,9891×1030 kg
Masse volumique moyenne 1 408 kg∙m-3
au centre 150 000 kg∙m-3
Gravité à la surface 273,95 m∙s-2
Vitesse de libération 617,54 km/s
Température au centre 15,1 MK
à la surface 5800 K
couronne[1] 5 MK
Luminosité (L☉) 3,826×1026 W
Type spectral G2 - V
Rotation
Inclinaison
de l'axe /écliptique 7,25º
/plan Galaxie 67,23º
Vitesse, latitude 0° 7 008,17 km∙h-1
Période
de rotation latitude 0° 24 j
latitude 30° 28 j
latitude 60° 30,5 j
latitude 75° 31,5 j
moyenne 27,28 j
Composition de la photosphère
(pourcentage en masse)
Hydrogène 73,46 %
Hélium 24,85 %
Oxygène 00,77 %
Carbone 00,29 %
Fer 00,16 %
Néon 00,12 %
Azote 00,09 %
Silicium 00,07 %
Magnésium 00,05 %
Soufre 00,04 %
Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile du système solaire, notre système planétaire. Autour de lui gravitent la Terre, sept autres planètes, trois planètes naines, des astéroïdes, des météoroïdes, des comètes et de la poussière interstellaire. Le Soleil représente à lui seul 99 86 % de la masse du système solaire ainsi constitué (Jupiter représente presque tout le reste). L'énergie solaire, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d'eau à l'état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète.
La densité thermique à la surface de la Terre est à 99,98% d'origine solaire. Les 0.02% restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même.
Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ deux cents milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 parsecs (environ 25 000 années-lumière) du centre galactique.
Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, est la définition originale de l'unité astronomique (ua).
Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre.
Le Soleil est une étoile naine qui se compose de 74 % d'hydrogène, de 25 % d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu'il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d'hydrogène. Le suffixe « V » (ou "classe de luminosité") indique qu'il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d'équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles. Il existe dans notre galaxie plus de cent millions d'étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile somme toute assez banale. Bien qu'il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des naines rouges[2].
Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d'environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d'environ 220 millions d'années, et sa vitesse de 217 km∙s-1, équivalent à une année-lumière tous les 1400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours[3].
Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l'orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d'années environ, d'un côté puis de l'autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s'en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attirant les étoiles qui auraient un plan de révolution différent.
Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n'étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à près d'un rayon solaire du centre de l'étoile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).
Demi-grand axe
de la Terre (1 ua) 149 597 870 km
Magnitude apparente −26,8
Magnitude absolue 4,83
Caractéristiques orbitales
Distance du centre
de la Voie lactée 2,50×1017 km
(8 700 pc)
Période galactique 2,26×108 années
Vitesse 217 km/s
Caractéristiques physiques
Diamètre moyen 1 392 000 km
Aplatissement aux pôles 9×10-6
Surface 6,09×1012 km2
Volume 1,41×1018 km3
Masse (M☉) 1,9891×1030 kg
Masse volumique moyenne 1 408 kg∙m-3
au centre 150 000 kg∙m-3
Gravité à la surface 273,95 m∙s-2
Vitesse de libération 617,54 km/s
Température au centre 15,1 MK
à la surface 5800 K
couronne[1] 5 MK
Luminosité (L☉) 3,826×1026 W
Type spectral G2 - V
Rotation
Inclinaison
de l'axe /écliptique 7,25º
/plan Galaxie 67,23º
Vitesse, latitude 0° 7 008,17 km∙h-1
Période
de rotation latitude 0° 24 j
latitude 30° 28 j
latitude 60° 30,5 j
latitude 75° 31,5 j
moyenne 27,28 j
Composition de la photosphère
(pourcentage en masse)
Hydrogène 73,46 %
Hélium 24,85 %
Oxygène 00,77 %
Carbone 00,29 %
Fer 00,16 %
Néon 00,12 %
Azote 00,09 %
Silicium 00,07 %
Magnésium 00,05 %
Soufre 00,04 %
Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile du système solaire, notre système planétaire. Autour de lui gravitent la Terre, sept autres planètes, trois planètes naines, des astéroïdes, des météoroïdes, des comètes et de la poussière interstellaire. Le Soleil représente à lui seul 99 86 % de la masse du système solaire ainsi constitué (Jupiter représente presque tout le reste). L'énergie solaire, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d'eau à l'état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète.
La densité thermique à la surface de la Terre est à 99,98% d'origine solaire. Les 0.02% restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même.
Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ deux cents milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 parsecs (environ 25 000 années-lumière) du centre galactique.
Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, est la définition originale de l'unité astronomique (ua).
Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre.
Le Soleil est une étoile naine qui se compose de 74 % d'hydrogène, de 25 % d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu'il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d'hydrogène. Le suffixe « V » (ou "classe de luminosité") indique qu'il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d'équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles. Il existe dans notre galaxie plus de cent millions d'étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile somme toute assez banale. Bien qu'il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des naines rouges[2].
Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d'environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d'environ 220 millions d'années, et sa vitesse de 217 km∙s-1, équivalent à une année-lumière tous les 1400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours[3].
Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l'orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d'années environ, d'un côté puis de l'autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s'en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attirant les étoiles qui auraient un plan de révolution différent.
Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n'étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à près d'un rayon solaire du centre de l'étoile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).
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# Enviado el miércoles 26 de diciembre de 2007 08:07
Modificado el miércoles 26 de diciembre de 2007 08:22
Mercure
Demi-grand axe 57 909 176 km
(0,38709893 ua)
Aphélie 69 817 079 km
(0,46669835 ua)
Périhélie 46 001 272 km
(0,30749951 ua)
Circonférence orbitale ~360 000 000 km
(2,406 ua)
Excentricité 0,20563069
Période de révolution 87,96934 d
Période synodique 115,8776 d
Vitesse orbitale moyenne 47,36 km/s
Vitesse orbitale maximale 58,98 km/s
Vitesse orbitale minimale 38,86 km/s
Inclinaison 7,00487°
N½ud ascendant 48,33167°
Argument du périhélie 29,12478°
Satellites Aucun
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 2 439,7 km
(0,383 Terre)
Rayon polaire 2 440 km
(0,384 Terre)
Périmètre équatorial 15 329,1 km
Superficie 7,5×107 km²
(0,147 Terre)
Volume 6,083×1010 km³
(0,056 Terre)
Masse 3,302×1023 kg
(0,055 Terre)
Masse volumique moyenne 5,427x 103 kg/m³
Gravité à la surface 3,701 m/s²
(0,377 g)
Vitesse de libération 4,435 km/s
Période de rotation
(jour sidéral) 58,6462 d
Vitesse de rotation
(à l'équateur) 10,892 km/h
Inclinaison de l'axe ~0,01°
Albédo moyen 0,106
Température de surface
* Min. : 90 K =-183°C
* Moy. : 452 K =179°C
* Max. : 700 K =427°C
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique 2×10-7 Pa
Potassium K 31,7 %
Sodium Na 24,9 %
Oxygène monoatomique O 9,5 %
Argon Ar 7,0 %
Hélium He 5,9 %
Oxygène O2 5,6 %
Azote N 5,2 %
Dioxyde de carbone CO2 3,6 %
Eau H2O 3,4 %
Hydrogène H2 3,2 %
Découverte
Découvreur Inconnu
Date Connue depuis les temps préhistoriques
Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la plus petite du système solaire. Elle est de type tellurique comme la Terre, et doit son nom au dieu romain Mercure. Elle ne possède aucun satellite naturel. Sa magnitude apparente varie entre -0,4 et 5,5. Mercure est une planète difficile à observer car elle est proche du Soleil et n'est donc observable qu'au lever et au coucher de celui-ci.
Mercure est encore une planète mystérieuse puisque seulement 40 à 45 % de sa surface est connue. À ce jour, seule la sonde spatiale Mariner 10 (1974–1975) a survolé la planète — par 3 fois. À chaque survol, Mercure présentait la même face au Soleil, c'est pourquoi la planète n'a pu être totalement cartographiée par la sonde.
(0,38709893 ua)
Aphélie 69 817 079 km
(0,46669835 ua)
Périhélie 46 001 272 km
(0,30749951 ua)
Circonférence orbitale ~360 000 000 km
(2,406 ua)
Excentricité 0,20563069
Période de révolution 87,96934 d
Période synodique 115,8776 d
Vitesse orbitale moyenne 47,36 km/s
Vitesse orbitale maximale 58,98 km/s
Vitesse orbitale minimale 38,86 km/s
Inclinaison 7,00487°
N½ud ascendant 48,33167°
Argument du périhélie 29,12478°
Satellites Aucun
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 2 439,7 km
(0,383 Terre)
Rayon polaire 2 440 km
(0,384 Terre)
Périmètre équatorial 15 329,1 km
Superficie 7,5×107 km²
(0,147 Terre)
Volume 6,083×1010 km³
(0,056 Terre)
Masse 3,302×1023 kg
(0,055 Terre)
Masse volumique moyenne 5,427x 103 kg/m³
Gravité à la surface 3,701 m/s²
(0,377 g)
Vitesse de libération 4,435 km/s
Période de rotation
(jour sidéral) 58,6462 d
Vitesse de rotation
(à l'équateur) 10,892 km/h
Inclinaison de l'axe ~0,01°
Albédo moyen 0,106
Température de surface
* Min. : 90 K =-183°C
* Moy. : 452 K =179°C
* Max. : 700 K =427°C
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique 2×10-7 Pa
Potassium K 31,7 %
Sodium Na 24,9 %
Oxygène monoatomique O 9,5 %
Argon Ar 7,0 %
Hélium He 5,9 %
Oxygène O2 5,6 %
Azote N 5,2 %
Dioxyde de carbone CO2 3,6 %
Eau H2O 3,4 %
Hydrogène H2 3,2 %
Découverte
Découvreur Inconnu
Date Connue depuis les temps préhistoriques
Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la plus petite du système solaire. Elle est de type tellurique comme la Terre, et doit son nom au dieu romain Mercure. Elle ne possède aucun satellite naturel. Sa magnitude apparente varie entre -0,4 et 5,5. Mercure est une planète difficile à observer car elle est proche du Soleil et n'est donc observable qu'au lever et au coucher de celui-ci.
Mercure est encore une planète mystérieuse puisque seulement 40 à 45 % de sa surface est connue. À ce jour, seule la sonde spatiale Mariner 10 (1974–1975) a survolé la planète — par 3 fois. À chaque survol, Mercure présentait la même face au Soleil, c'est pourquoi la planète n'a pu être totalement cartographiée par la sonde.
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# Enviado el jueves 27 de diciembre de 2007 04:59
Vénus
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe 108 208 926 km
(0,723332 ua)
Aphélie 108 942 109 km
(0,72823128 ua)
Périhélie 107 476 259 km
(0,71843270 ua)
Circonférence orbitale 680 000 000 km
(4,545 ua)
Excentricité 0,00677323
Période de révolution 224,70096 d
Période synodique 583,92108 d
Vitesse orbitale moyenne 35,021 km/s
Vitesse orbitale maximale 35,26 km/s
Vitesse orbitale minimale 34,79 km/s
Inclinaison 3,39471°
N½ud ascendant 76,67069°
Argument du périhélie 54,85229°
Satellites Aucun
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 6 051,8 km
(0,95 Terre)
Rayon polaire 6 051,8 km
(0,95 Terre)
Périmètre équatorial 38 025 km
Superficie 4,60×108 km²
(0,902 Terre)
Volume 9,28×1011 km³
(0,857 Terre)
Masse 4,8685×1024 kg
(0,815 Terre)
Masse volumique moyenne 5,204×103 kg/m³
Gravité à la surface 8,87 m/s²
(0,904 g)
Vitesse de libération 10,361 km/s
Période de rotation
(jour sidéral) -243,0185 d
Vitesse de rotation
(à l'équateur) 6,52 km/h
Inclinaison de l'axe 2,64°
Albédo moyen 0,65
Température de surface
* Min. : 228 K=45 °C[1]
* Moy. : 737 K=464 °C
* Max. : 763 K=490 °C
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique 9,3219×106 Pa
Dioxyde de carbone CO2 ~95,5 %
Diazote N2 4,5 %
Dioxyde de soufre SO2 0,015 %
Argon Ar 0,007 %
Vapeur d'eau H2O 0,002 %
Monoxyde de carbone CO 0,0017 %
Hélium He 0,0012 %
Néon Ne 0,0007%
Sulfure de carbonyle trace
Acide chlorhydrique HCl trace
Acide fluorhydrique HF trace
Découverte
Découvreur Inconnu
Date Inconnue
Vénus est la deuxième planète du système solaire. Son orbite autour du soleil dure 224,7 jours. C'est le troisième objet le plus brillant du ciel avec une magnitude apparente de -4,6, après le Soleil (-26,73) et la Lune (-12,6); donc très facile à repérer parmi les étoiles. Comme Vénus est sur une orbite plus petite que celle de la Terre, elle ne semble jamais loin du soleil. Son élongation atteint un maximum de 47,8°.
On peut observer des phases comme pour la Lune. Ces observations permirent à Galilée d'affirmer que la théorie héliocentrique de Copernic était vraie.
Vénus tourne autour du Soleil dans le sens direct, comme toutes les autres planètes du système solaire, et la durée de sa révolution est de 224,7 jours (224,70096 jours précisément).
La vitesse de rotation de Vénus est très faible : elle s'effectue en 243 jours (243,0185 jours précisément), alors qu'il ne faut qu'un jour à la Terre pour effectuer une rotation complète. De plus, cette rotation s'effectue dans le sens rétrograde (à l'envers, par rapport à la Terre et à la plupart des autres planètes).
Ainsi, la planète met 243 jours pour tourner sur elle-même contre 224,7 jours pour tourner autour du Soleil : une année vénusienne comprend ainsi un peu moins d'un jour (sidéral) vénusien (0,924 jour exactement).
Les causes de cette rotation rétrograde sont encore mal comprises. L'explication la plus probable est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes. Nous verrons un problème semblable pour Uranus. L'atmosphère vénusienne aurait aussi joué un rôle (voir plus bas).
Cette rotation rétrograde est très lente, qui conjuguée à la valeur de son année, produit des jours (solaires) bien plus courts que son jour sidéral, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation antérograde : par exemple, la Terre a un jour solaire (moyen) de 24 h et un jour sidéral de 23 h 56 min 4,09 s.
Sur Vénus le jour solaire fait un peu moins de la moitié du jour sidéral : soit 116 jours terrestres et 3/4 (116d 18h). Ce qui fait un peu plus de 2 jours solaires complets en un seul jour sidéral. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent tout de même sur près de 2 mois terrestres : 58j 9h (terrestres). L'épaisse atmosphère doit donc produire des aurores et des crépuscules très progressifs.
Il est à noter que les jours solaires vénusiens sont tels que Vénus nous présente la même face lors de chaque conjonction inférieure : Vénus dans l'axe Terre-Soleil ; la Terre en opposition vénusienne. En effet, la période entre 2 conjonctions inférieures se déroule sur 5 jours solaires vénusiens (une « semaine vénusienne » en quelque sorte) : cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours (583,92108 jours exactement) ; soit (très près) de 5 x 116,7505 jours.
Il a été discuté de cette synchronisation Terre-Vénus (des deux principales planètes telluriques) mais il semblerait bien que l'influence des marées terrestres sur Vénus soit trop ténue pour s'imposer, d'autant qu'elle n'est pas exacte : 583,92108/116,7505 = 5,0014 pas exactement 5. Tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés.
L'atmosphère vénusienne peut grossièrement se diviser en trois parties :
* la basse atmosphère (lower haze region), entre 0 et 48 km d'altitude, qui est relativement éclairée. Le soleil n'y est visible que sous la forme d'un halo orangé dans les nuages ;
* la couche nuageuse (cloud region), épaisse (près de 37 km). Ces nuages s'étendent entre 31 et 68 km d'altitude (rappelons que nos nuages culminent à 10 km). Cette couche nuageuse opaque réfléchit la lumière solaire, ce qui explique la brillance de Vénus et empêche d'observer directement le sol vénusien depuis la Terre. La couche nuageuse peut se subdiviser en trois autres couches :
* la couche inférieure ou basse (lower cloud region), de 31 à 51 km. De 31 à 48 km d'altitude, l'atmosphère est qualifiée de « brumeuse » à cause de la faible quantité de particules d'acide sulfurique qu'elle contient. Ces nuages d'acide sulfurique sont visibles depuis le sol comme des rubans de vapeur jaunis par l'acide qu'ils contiennent. De 48 à 51 km d'altitude, se trouve la couche la plus dense de l'atmosphère vénusienne, où dominent principalement de grosses particules de soufre (liquides comme solides) ;
* la couche centrale ou principale (middle cloud region) de 51 à 52 km d'altitude, relativement claire ;
* la couche supérieure ou haute (upper cloud region), de 52 à 68 km d'altitude. De 52 à 58 km d'altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d'acides sulfurique et chlorhydrique ainsi que des particules de soufre (liquides comme solides). Les gouttelettes d'acide sulfurique sont en solution aqueuse, constituées à 75 % d'acide sulfurique et à 25 % d'eau. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d'altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace ou de vapeur d'eau. Ce sont ces cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence si « laiteuse » depuis la Terre ;
* la haute atmosphère (upper haze region), entre 68 et 90 km d'altitude, qui est tout à fait claire.
Vénus a un niveau moyen fixé à 6051,84 km. Globalement, Vénus est une planète relativement peu accidentée avec un relief assez plat : à peu près 80 % de sa surface ne dépasse pas les 500 m par rapport au niveau moyen. Cette surface se caractérise par des reliefs tout à fait différents.
La surface vénusienne est principalement occupée par de douces et vastes plaines (à 70 %), dont les ondulations ne dépassent pas les 1000 m d'amplitude. Vénus revêt ainsi la forme d'une enveloppe au relief relativement plat et homogène. Ces vastes plaines ont été baptisées de Planitiae : certaines plaines portent d'ailleurs un nom, comme l'Atalanta Planitia, la Guinevere Planitia ou la Lavinia Planitia. De plus, ces immenses plaines sont parsemées de grands bassins (de 400 à 600 km de diamètre) peu profonds (200 à 700 m) qui seraient des vestiges de cratères anciens ;
La surface de Vénus est dominée par de nombreux plateaux et montagnes (à 10 %). Deux plateaux gigantesques (baptisé chacun Terra), semblables à nos plaques continentales, se détachent :
L' Ishtar Terra, dans l'hémisphère nord de Vénus (situé à la latitude 70°N). Ses dimensions sont celles de l'Australie. Il mesure en effet 1000 km de long sur 1500 km de large. S'y trouvent, à l'est du plateau, les plus hautes montagnes de Vénus (plus de 9000 m), surplombées par le mont (et volcan) Maxwell qui culmine à 11 800 m pour une circonférence de 750 km. Dans sa partie centrale et plus à l'ouest, s'y trouve un plateau surélevé, Laksmi Planum, qui domine de 3000 à 4000 m les plaines avoisinantes. Laksmi Planum est un immense plateau de 2 500 km de diamètre, soit trois fois le plateau tibétain ;
Aphrodite Terra au sud de l'équateur vénusien. Ce gigantesque plateau est de la taille de l'Amérique du Sud et mesure environ 15 000 km de long. Des massifs montagneux y culminent à 9000 m à l'ouest (le Maat Mons notamment, deuxième plus haut sommet de Vénus avec plus de 9000 m d'altitude) et à 4000 m à l'est. Ce mont est également un volcan qui pourrait être encore en activité, car la sonde Magellan a révélé qu'il était entouré de lave récente ;
d'autres plateaux se détachent des plaines de Vénus, mais ces derniers sont bien moins importants que les deux plateaux précédents. On notera tout de même l'Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions et qui a pour altitude moyenne les 4000 m ; la Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont les sommets, récents, atteignent les 4000 m d'altitude ;
* des dépressions très profondes, parfois larges de plusieurs centaines de kilomètres, profondes de plusieurs milliers de mètres et long de milliers de kilomètres, sillonnent la surface de la planète (20 % de la surface vénusienne). Ainsi, la partie la plus au nord-ouest d'Aphrodite Terra est une grande vallée de 250 km de large et de 2250 km de long, où se trouve le point le plus bas de Vénus qui descend à 2900 m sous le niveau moyen.
* des structures planétaires rares ont été nommées couronnes. Il s'agit d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.
Vénus ressemble à la Terre de par sa taille (6051 km de rayon contre 6378 km pour la Terre) et de par sa densité (5,26 contre 5,52). C'est pourquoi on en a déduit que les deux planètes ont une structure interne comparable.
La croûte, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que notre croûte continentale (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granit et au basalte terrestre (roches silicatées et de métaux). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents.
Vénus posséderait un manteau représentant environ 52,66 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.
Le noyau de Vénus est constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus.
Demi-grand axe 108 208 926 km
(0,723332 ua)
Aphélie 108 942 109 km
(0,72823128 ua)
Périhélie 107 476 259 km
(0,71843270 ua)
Circonférence orbitale 680 000 000 km
(4,545 ua)
Excentricité 0,00677323
Période de révolution 224,70096 d
Période synodique 583,92108 d
Vitesse orbitale moyenne 35,021 km/s
Vitesse orbitale maximale 35,26 km/s
Vitesse orbitale minimale 34,79 km/s
Inclinaison 3,39471°
N½ud ascendant 76,67069°
Argument du périhélie 54,85229°
Satellites Aucun
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 6 051,8 km
(0,95 Terre)
Rayon polaire 6 051,8 km
(0,95 Terre)
Périmètre équatorial 38 025 km
Superficie 4,60×108 km²
(0,902 Terre)
Volume 9,28×1011 km³
(0,857 Terre)
Masse 4,8685×1024 kg
(0,815 Terre)
Masse volumique moyenne 5,204×103 kg/m³
Gravité à la surface 8,87 m/s²
(0,904 g)
Vitesse de libération 10,361 km/s
Période de rotation
(jour sidéral) -243,0185 d
Vitesse de rotation
(à l'équateur) 6,52 km/h
Inclinaison de l'axe 2,64°
Albédo moyen 0,65
Température de surface
* Min. : 228 K=45 °C[1]
* Moy. : 737 K=464 °C
* Max. : 763 K=490 °C
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique 9,3219×106 Pa
Dioxyde de carbone CO2 ~95,5 %
Diazote N2 4,5 %
Dioxyde de soufre SO2 0,015 %
Argon Ar 0,007 %
Vapeur d'eau H2O 0,002 %
Monoxyde de carbone CO 0,0017 %
Hélium He 0,0012 %
Néon Ne 0,0007%
Sulfure de carbonyle trace
Acide chlorhydrique HCl trace
Acide fluorhydrique HF trace
Découverte
Découvreur Inconnu
Date Inconnue
Vénus est la deuxième planète du système solaire. Son orbite autour du soleil dure 224,7 jours. C'est le troisième objet le plus brillant du ciel avec une magnitude apparente de -4,6, après le Soleil (-26,73) et la Lune (-12,6); donc très facile à repérer parmi les étoiles. Comme Vénus est sur une orbite plus petite que celle de la Terre, elle ne semble jamais loin du soleil. Son élongation atteint un maximum de 47,8°.
On peut observer des phases comme pour la Lune. Ces observations permirent à Galilée d'affirmer que la théorie héliocentrique de Copernic était vraie.
Vénus tourne autour du Soleil dans le sens direct, comme toutes les autres planètes du système solaire, et la durée de sa révolution est de 224,7 jours (224,70096 jours précisément).
La vitesse de rotation de Vénus est très faible : elle s'effectue en 243 jours (243,0185 jours précisément), alors qu'il ne faut qu'un jour à la Terre pour effectuer une rotation complète. De plus, cette rotation s'effectue dans le sens rétrograde (à l'envers, par rapport à la Terre et à la plupart des autres planètes).
Ainsi, la planète met 243 jours pour tourner sur elle-même contre 224,7 jours pour tourner autour du Soleil : une année vénusienne comprend ainsi un peu moins d'un jour (sidéral) vénusien (0,924 jour exactement).
Les causes de cette rotation rétrograde sont encore mal comprises. L'explication la plus probable est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes. Nous verrons un problème semblable pour Uranus. L'atmosphère vénusienne aurait aussi joué un rôle (voir plus bas).
Cette rotation rétrograde est très lente, qui conjuguée à la valeur de son année, produit des jours (solaires) bien plus courts que son jour sidéral, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation antérograde : par exemple, la Terre a un jour solaire (moyen) de 24 h et un jour sidéral de 23 h 56 min 4,09 s.
Sur Vénus le jour solaire fait un peu moins de la moitié du jour sidéral : soit 116 jours terrestres et 3/4 (116d 18h). Ce qui fait un peu plus de 2 jours solaires complets en un seul jour sidéral. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent tout de même sur près de 2 mois terrestres : 58j 9h (terrestres). L'épaisse atmosphère doit donc produire des aurores et des crépuscules très progressifs.
Il est à noter que les jours solaires vénusiens sont tels que Vénus nous présente la même face lors de chaque conjonction inférieure : Vénus dans l'axe Terre-Soleil ; la Terre en opposition vénusienne. En effet, la période entre 2 conjonctions inférieures se déroule sur 5 jours solaires vénusiens (une « semaine vénusienne » en quelque sorte) : cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours (583,92108 jours exactement) ; soit (très près) de 5 x 116,7505 jours.
Il a été discuté de cette synchronisation Terre-Vénus (des deux principales planètes telluriques) mais il semblerait bien que l'influence des marées terrestres sur Vénus soit trop ténue pour s'imposer, d'autant qu'elle n'est pas exacte : 583,92108/116,7505 = 5,0014 pas exactement 5. Tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés.
L'atmosphère vénusienne peut grossièrement se diviser en trois parties :
* la basse atmosphère (lower haze region), entre 0 et 48 km d'altitude, qui est relativement éclairée. Le soleil n'y est visible que sous la forme d'un halo orangé dans les nuages ;
* la couche nuageuse (cloud region), épaisse (près de 37 km). Ces nuages s'étendent entre 31 et 68 km d'altitude (rappelons que nos nuages culminent à 10 km). Cette couche nuageuse opaque réfléchit la lumière solaire, ce qui explique la brillance de Vénus et empêche d'observer directement le sol vénusien depuis la Terre. La couche nuageuse peut se subdiviser en trois autres couches :
* la couche inférieure ou basse (lower cloud region), de 31 à 51 km. De 31 à 48 km d'altitude, l'atmosphère est qualifiée de « brumeuse » à cause de la faible quantité de particules d'acide sulfurique qu'elle contient. Ces nuages d'acide sulfurique sont visibles depuis le sol comme des rubans de vapeur jaunis par l'acide qu'ils contiennent. De 48 à 51 km d'altitude, se trouve la couche la plus dense de l'atmosphère vénusienne, où dominent principalement de grosses particules de soufre (liquides comme solides) ;
* la couche centrale ou principale (middle cloud region) de 51 à 52 km d'altitude, relativement claire ;
* la couche supérieure ou haute (upper cloud region), de 52 à 68 km d'altitude. De 52 à 58 km d'altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d'acides sulfurique et chlorhydrique ainsi que des particules de soufre (liquides comme solides). Les gouttelettes d'acide sulfurique sont en solution aqueuse, constituées à 75 % d'acide sulfurique et à 25 % d'eau. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d'altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace ou de vapeur d'eau. Ce sont ces cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence si « laiteuse » depuis la Terre ;
* la haute atmosphère (upper haze region), entre 68 et 90 km d'altitude, qui est tout à fait claire.
Vénus a un niveau moyen fixé à 6051,84 km. Globalement, Vénus est une planète relativement peu accidentée avec un relief assez plat : à peu près 80 % de sa surface ne dépasse pas les 500 m par rapport au niveau moyen. Cette surface se caractérise par des reliefs tout à fait différents.
La surface vénusienne est principalement occupée par de douces et vastes plaines (à 70 %), dont les ondulations ne dépassent pas les 1000 m d'amplitude. Vénus revêt ainsi la forme d'une enveloppe au relief relativement plat et homogène. Ces vastes plaines ont été baptisées de Planitiae : certaines plaines portent d'ailleurs un nom, comme l'Atalanta Planitia, la Guinevere Planitia ou la Lavinia Planitia. De plus, ces immenses plaines sont parsemées de grands bassins (de 400 à 600 km de diamètre) peu profonds (200 à 700 m) qui seraient des vestiges de cratères anciens ;
La surface de Vénus est dominée par de nombreux plateaux et montagnes (à 10 %). Deux plateaux gigantesques (baptisé chacun Terra), semblables à nos plaques continentales, se détachent :
L' Ishtar Terra, dans l'hémisphère nord de Vénus (situé à la latitude 70°N). Ses dimensions sont celles de l'Australie. Il mesure en effet 1000 km de long sur 1500 km de large. S'y trouvent, à l'est du plateau, les plus hautes montagnes de Vénus (plus de 9000 m), surplombées par le mont (et volcan) Maxwell qui culmine à 11 800 m pour une circonférence de 750 km. Dans sa partie centrale et plus à l'ouest, s'y trouve un plateau surélevé, Laksmi Planum, qui domine de 3000 à 4000 m les plaines avoisinantes. Laksmi Planum est un immense plateau de 2 500 km de diamètre, soit trois fois le plateau tibétain ;
Aphrodite Terra au sud de l'équateur vénusien. Ce gigantesque plateau est de la taille de l'Amérique du Sud et mesure environ 15 000 km de long. Des massifs montagneux y culminent à 9000 m à l'ouest (le Maat Mons notamment, deuxième plus haut sommet de Vénus avec plus de 9000 m d'altitude) et à 4000 m à l'est. Ce mont est également un volcan qui pourrait être encore en activité, car la sonde Magellan a révélé qu'il était entouré de lave récente ;
d'autres plateaux se détachent des plaines de Vénus, mais ces derniers sont bien moins importants que les deux plateaux précédents. On notera tout de même l'Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions et qui a pour altitude moyenne les 4000 m ; la Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont les sommets, récents, atteignent les 4000 m d'altitude ;
* des dépressions très profondes, parfois larges de plusieurs centaines de kilomètres, profondes de plusieurs milliers de mètres et long de milliers de kilomètres, sillonnent la surface de la planète (20 % de la surface vénusienne). Ainsi, la partie la plus au nord-ouest d'Aphrodite Terra est une grande vallée de 250 km de large et de 2250 km de long, où se trouve le point le plus bas de Vénus qui descend à 2900 m sous le niveau moyen.
* des structures planétaires rares ont été nommées couronnes. Il s'agit d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.
Vénus ressemble à la Terre de par sa taille (6051 km de rayon contre 6378 km pour la Terre) et de par sa densité (5,26 contre 5,52). C'est pourquoi on en a déduit que les deux planètes ont une structure interne comparable.
La croûte, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que notre croûte continentale (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granit et au basalte terrestre (roches silicatées et de métaux). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents.
Vénus posséderait un manteau représentant environ 52,66 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.
Le noyau de Vénus est constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus.
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# Enviado el jueves 27 de diciembre de 2007 05:13
Modificado el jueves 27 de diciembre de 2007 05:31
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