[popupdefinition id=2606]Venus Express[/popupdefinition] est une mission de l'[popupdefinition id=2466]Agence spatiale europ&eacute;enne[/popupdefinition] &agrave; destination de la plan&egrave;te Venus.San lancement est pr&eacute;vu en novembre 2005.

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Venus Express

La sonde Venus Express, de l’ESA (Agence spatiale européenne), a étudié l’atmosphère, la surface, le champ magnétique (très faible) et le plasma de la planète Vénus. Lancée le 9 novembre 2005 de Baïkonour par une fusée Soyouz classique complétée de l’étage supérieur Fregat (comme Mars Express), la sonde a été injectée sur une trajectoire directe pour un voyage de 150 jours et a rejoint cette planète le 11 avril 2006, réduisant sa vitesse par freinage atmosphérique. Elle s’est ensuite installée sur une orbite quasi-polaire. Prévue pour deux ans, sa mission a duré huit années et s’est prolongée jusqu’en décembre 2014. Le contact a été perdu en janvier 2015, Venus Express s’étant consumée dans l’épaisse atmosphère.
Afin de réduire les coûts, la sonde fut bâtie autour de la plateforme développée pour Mars Express par les mêmes équipes industrielles. De plus, Venus Express a utilisé les doublures des instruments construits pour les sondes Mars Express et Rosetta.
La passionnante atmosphère de Vénus
Vénus, de taille et de masse comparables à celles de la Terre, a cependant évolué différemment. Vénus possède une surface sèche et extrêmement chaude (plus de 460 °C). Elle offre un paysage essentiellement occupé par de vastes plaines, parsemées de cratères d’impacts et de très nombreuses structures volcaniques.
Venus Express a fourni des mesures détaillées de l’atmosphère, et en particulier du vortex polaire sud. Elle a permis de découvrir, en 2015, que les températures aux pôles sont bien plus basses qu’on ne le pensait, avec une moyenne de -157 °C. La sonde a mesuré très précisément, à toutes les latitudes, les vitesses des vents de l’atmosphère (90 fois plus dense que celle de la Terre), laquelle est en « super-rotation » car elle tourne plus vite que la planète elle-même. Plus complexe que prévu, elle est parcourue d’ondes liées à la rotation de la planète et d’ondes de gravité, un peu comme des vagues. Elle a également découvert la présence dans l’atmosphère de l’hydroxyle (OH) et mesuré l’ozone, ce qui permet de mieux comprendre la chimie se produisant à très haute altitude. Pour la surface, outre une cartographie des températures au sol, Venus Express a montré qu’il existe des volcans ayant eu une activité récente à l’échelle des temps géologiques.

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consiste à façonner les activités de développement des capacités spatiales européennes et à faire en sorte que les citoyens européens continuent à bénéficier des investissements réalisés dans le domaine spatial. 
L'ESA compte 18 États membres. En coordonnant les ressources financières et intellectuelles de ses membres, elle peut entreprendre des programmes et des activités qui vont largement au-delà de ce que pourrait réaliser chacun de ces pays à titre individuel. 
Que fait l'ESA ?
L'ESA a pour mission d'élaborer le programme spatial européen et de le mener à bien. Les projets de l'Agence sont conçus pour en apprendre davantage sur la Terre, sur son environnement spatial immédiat, sur le système solaire et sur l'Univers ainsi que pour mettre au point des technologies et services satellitaires et pour promouvoir les industries européennes. L'ESA travaille également en étroite collaboration avec des organisations spatiales hors d'Europe de manière à ce que les bienfaits de l'espace profitent à l'humanité entière. 
Qui fait partie de l'ESA ?
Les 18 États membres de l'ESA sont l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la Finlande, la France, l'Allemagne, la Grèce, l'Irlande, l'Italie, le Luxembourg, les Pays-Bas, la Norvège, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni. La Roumanie deviendra membre de l'ESA en 2011. De plus, la Hongrie, la Pologne, l’Slovénie et l’Estonie sont des États européens coopérant avec l’ESA. Le Canada participe à certains projets de l'ESA au titre d’un accord de coopération. 
Comme il ressort de cette liste, tous les pays membres de l'Union européenne ne sont pas membres de l'ESA et inversement tous les États membres de l'ESA ne sont pas membres de l'UE. L'ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu'elle entretienne des relations étroites avec l'UE en vertu d'un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L'ESA et l'UE partagent une même stratégie européenne pour l'espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne. 
En 2011, son budget s'est élevé à 4 milliards d'euros. Bien moins que sa consœur la NASA. 
Tout savoir sur l'ESA >

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Image radar de la surface de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] vue par Magellan (APOD 20/01/1998)

surface de Vénus

Deuxième planète à partir du Soleil, Vénus gravite sur une orbite quasi circulaire d’un rayon moyen de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s’effectue ainsi dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire et une très faible inclinaison de cette orbite n’entraînent pas d’effets saisonniers très marqués.
Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ?
En raison de sa taille et de sa masse, Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l’instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Elle posséderait en son centre un noyau de 2.900 kilomètres de rayon, constitué de fer, dont l’absence de champ magnétique suggère qu’il se trouve à l’état solide. Ce noyau serait entouré d’un manteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante. Sa croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant les éléments radioactifs, d’après les analyses pétrochimiques effectuées en surface par des sondes soviétiques (Venera 13 et Venera 14 en 1982), et dont l’épaisseur, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l’hypothèse d’une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.
La planète Vénus comme vous ne l'avez jamais vue
La surface de Vénus photographiée par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. © Soviet Venera Program
Vénus, une planète masquée par des nuages
Du fait de l’opacité de l’atmosphère, l’observation de la surface de Vénus n’a pu être réalisée qu’au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). L’imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d’une histoire volcanique et tectonique complexe. En raison de la faible population de cratères d’impacts distribués uniformément sur la surface, l’âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d’années environ. Les structures tectoniques résultant d’une déformation crustale extensive ou compressive présentent des morphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l’ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d’une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Ces caractéristiques volcaniques et tectoniques indiquent que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques.
Vénus doit son éclat exceptionnel à sa couche nuageuse qui nous renvoie la lumière solaire. © J.-B. Feldmann
Sol et atmosphère de Vénus
L’atmosphère de Vénus est chaude et massive : la pression au sol est de l’ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460 °C). Le dioxyde de carbone CO2 (96,5 %) et l’azote N2 (3,5 %) constituent à eux seuls plus de 99,9 % de l’atmosphère. La chaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serre, l’atmosphère faisant écran au rayonnement thermique infrarouge du sol. La pression élevée est due au dégazage intense de la roche à haute température. Des composés soufrés sont présents dans l’atmosphère, sous forme d’anhydride sulfureux SO2 (0,015 %) et, éventuellement, d’acide sulfhydrique H2S et d’oxysulfure de carbone COS, alimentant l’épaisse couche de nuages située entre 50 et 70 kilomètres d’altitude, essentiellement constituée de gouttelettes d’acide sulfurique H2SO4. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la surface, 5 % seulement de la lumière solaire atteignant le sol.
Image d’artiste de la vision qu’on pourrait avoir à la surface de Vénus. © DR
Histoire géologique de Vénus
D’après la densité de cratères d’impacts recensés, Vénus possède une surface relativement jeune, d’environ 0,5 milliard d’années. La surface ne semble pas avoir été modifiée par des processus d’érosion de type terrestre, mais semble avoir été profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. La grande variété de phénomènes tectoniques et la répartition géographique de l’activité tectonique semblent indiquer que les déformations régionales (compressions et extensions) ainsi que les mouvements verticaux et horizontaux ont joué un rôle déterminant dans l’évolution géologique de cette planète. Cependant, les mécanismes globaux qui sont à l’origine de ces déformations et de ces mouvements ne sont pas encore compris, de même que les relations pouvant exister entre ces mécanismes et l’activité volcanique.
La présence de ces dômes volcaniques sur Vénus s’explique sans doute par l’émission d’une lave très visqueuse. © USGS
Caractéristiques de Vénus
Demi-grand axe en unités astronomiques (ua) : 0,7233298 Demi-grand axe en km : 108 208 601 Excentricité de l’orbite : 0,00677 Inclinaison de l’orbite sur l’écliptique : 3°,3947 Période de révolution sidérale : 224,701 jours Période de rotation (rétrograde) : 243,02 jours Rotation de l’atmosphère : 4 jours Vitesse orbitale : 35 km/s Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 65",4 Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,9488 Diamètre équatorial : 12 103,6 km Magnitude visuelle à une ua (phase nulle) : -4,4 Aplatissement : 0 Volume (Terre=1) : 0,85 Masse (Soleil=1) : 1/408 523,71 Masse (Terre=1) : 0,815 Densité (Terre=1) : 0,95 Densité (Eau=1) : 5,24 Gravité à la surface (Terre=1) : 0,90 Vitesse de libération : 10.400 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,65 Sommet le plus élevé : 11.000 m Fosse la plus profonde : 2.000 m Température de surface : 450°C Pression atmosphérique (Terre=1) : 90 Atmosphère : 96 % gaz carbonique, 3 % azote Nature de la surface : roches basaltiques

Vénus

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Le p&ocirc;le sud de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] vu par la sonde [popupdefinition id=2606]V&eacute;nus express[/popupdefinition](Cr&eacute;dits : [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition])

Le pôle sud de Vénus

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Cette carte des temp&eacute;ratures de surface de l'[popupdefinition id=12813]h&eacute;misph&egrave;re sud[/popupdefinition] de [popupdefinition id=4354]V&eacute;nus[/popupdefinition] indique des temp&eacute;ratures allant de 442&deg;C (715 [popupdefinition id=353]kelvins[/popupdefinition]), en rouge, &agrave; 422&deg;C (695 kelvins), en bleu. &copy; Esa/Virtis/INAF-IASF/Obs. de Paris-Lesia

Carte thermique de l'hémisphère sud

Le kelvin — du nom d’un physicien britannique — est l’unité de température thermodynamique du système international (SI) de symbole K. Comprenez que, contrairement au degré Celsius, le kelvin correspond à une mesure absolue de la température. Une mesure définie par le troisième principe de la thermodynamique qui énonce que l’entropie d’un système à 0 K est nulle.Le kelvin trouve finalement d'abord une définition pratique lors de la 10e Conférence générale des poids et mesures, en 1954. Celle-ci choisit comme point de référence, le point triple de l’eau. Dès lors, le kelvin vaudra la fraction 1/273,16 de la température thermodynamique de ce point triple. À cette température coexistent les états solide, liquide et gazeux de l’eau. Puis, en 2019, la 26e Conférence générale des poids et mesures redéfinit encore une fois le kelvin. Par rapport, cette fois, à la valeur numérique fixée de la constante de Boltzmann, k, égale à 1,380649x10-23 J/K. Un kelvin est désormais égal au changement de la température thermodynamique résultant d'un changement de l'énergie thermique kT de 1,380649x10-23 J.La conversion des °C aux K est aisée. © Martinvl, Wikipedia, CC by-SA 3.0Le lien entre °C et KNotez que la température de 0 K correspond à ce que l’on appelle le zéro absolu. Si on la convertit en degrés Celsius, on obtient une température de -273,15 °C. Et comme le kelvin a la même valeur que le degré Celsius (1 K = 1 °C), il est facile de déduire — en appliquant la relation T (K) = t (°C) + 273,15 — que la température de fusion de la glace (0 °C) est égale à 273,15 K et que la température de l’ébullition de l’eau (100 °C) est de 373,15 K.Le kelvin est également employé pour faire état de ce que l’on nomme la température de couleur. Cette température particulière permet de caractériser une source de lumière en comparant sa couleur à celle d’un corps noir. Un corps noir correspondant à un modèle qui n’émettrait de la lumière que par effet thermique. Ainsi la température de couleur ne se rapproche de la température réelle de la source que si celle-ci produit de la lumière par incandescence. Pour les autres sources, la température de couleur est bien supérieure.

Kelvin

L'expression « étoile du Berger » est très ancienne. Autrefois, les gardiens de troupeaux qui vivaient au rythme des jours et des nuits, tout au long de l’année, guettaient l’apparition de la première étoile dans le ciel, le soir, pour rentrer à la bergerie. Et il en était de même le matin : lorsque la dernière étoile brille avant le lever du Soleil (« celle qui annonce le matin »), il est temps de sortir les moutons.L'étoile du Berger, qu'est-ce que c'est ?En réalité, celle que l’on désigne « étoile du Berger » n’est pas une étoile mais une planète. Il s’agit de Vénus. Certes, de prime abord, ce point brillant, visible dans le ciel du matin ou du soir, peut se confondre avec une étoile mais Vénus est un point étincelant relativement proche de nous (environ 42 millions de kilomètres au plus près ; le Soleil est à 150 millions de kilomètres de nous).Il est possible de voir les phases de Vénus dans un instrument (lunette, télescope). © Jerry Lodriguss, Catching the LightL'étoile du Berger, quand peut-on la voir ?Vénus, associée à la déesse de la Beauté et de l’Amour (pour les Babyloniens, elle était Ishtar), est une planète aussi grande que la Terre et située entre le Soleil et nous. Il s'agit d'une planète dite « intérieure », à l’instar de Mercure, qui, par conséquent, est toujours visible, du point de vue terrestre, non loin de l’astre solaire. C’est pour cela qu’on ne peut l’admirer que dans les lueurs de l’aube ou du crépuscule, et jamais au milieu de la nuit.Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ?Autrefois, les Anciens pensaient qu’il y avait deux étoiles : une étoile du matin (Éosphoros en grec, « le porteur de la lumière de l'aurore », ou Lucifer pour les Romains — lux signifie « lumière ») et une étoile du soir (Hespéros ou Vesper). Mais les Grecs démontrèrent qu’il s’agit du même objet brillant, en l’occurrence un « astre errant » (asteres planetes), une planète plutôt qu’une étoile fixe.Vénus est visible tantôt le soir, tantôt le matin mais jamais les deux en même temps. Troisième astre le plus brillant après le Soleil et la Lune, elle est donc facile à distinguer dès les premières minutes du crépuscule.À noter que l’étoile du Berger et l’étoile polaire désignent deux astres différents, à ne pas confondre. L’étoile polaire, beaucoup moins brillante que Vénus, a pour particularité de sembler fixe dans le ciel et d’indiquer le nord. Elle marque le pôle nord céleste.

Étoile du Berger

Le terme « hémisphère sud » peut prendre plusieurs significations en fonction du domaine dans lequel il est utilisé : géographie, astronomie ou géopolitique. 
L’hémisphère sud en géographie 
L’hémisphère sud, ou austral, correspond à la zone géographique s’étendant entre le pôle Sud, son centre, et l’équateur. Il s’agit donc de la moitié inférieure du globe terrestre. Cette caractérisation peut également être employée pour des astres sphéroïdaux ou toutes autres sphères célestes.
Ce territoire est essentiellement marin puisqu’il comporte moins d'un tiers des terres émergées de notre planète. 
L’hémisphère sud en astronomie 
La partie du ciel située au sud de l’équateur céleste peut également être désignée, en astronomie, comme l’hémisphère sud. 
L’hémisphère sud en géopolitique (ou économie)
L’hémisphère sud décrit aussi l’ensemble des pays en voie de développement, par opposition aux contrées industrialisées, l’hémisphère nord.

Hémisphère sud

3823_carte-thermique-de-l-hemisphere-sud

Sur cette image, la topographie de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] d&eacute;riv&eacute;e des donn&eacute;es de la sonde Magellan montre Idunn Mons. Son altitude de 2,5 kilom&egrave;tres a &eacute;t&eacute; exag&eacute;r&eacute;e par rapport &agrave; la plaine environnante qui s'&eacute;tend sur 200 kilom&egrave;tres environ. Les [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition], reli&eacute;es au flux de [popupdefinition id=15898]chaleur[/popupdefinition], indiquent un changement de composition au sommet du [popupdefinition id=3537]volcan[/popupdefinition]. &copy; Nasa/Esa

Le Mont Idunn

La couleur, c'est ce qui permet de différencier deux objets de formes et de structures identiques, par exemple le drapeau italien du drapeau français. C'est aussi ce qui n'est ni blanc, ni gris, ni noir. Le blanc et le noir étant les bornes de la gamme des gris neutres.
Quelquefois, la couleur est utilisée pour désigner un objet, comme dans le cas d’un tube de rouge pour parler du rouge à lèvres, par exemple. La couleur est aussi parfois confondue avec la tonalité. Par exemple dans un ton vert, il y a plusieurs couleurs vertes, plus ou moins claires ou foncées. Une couleur est unique.
Il existe deux systèmes trichromatiques (trois couleurs primaires) :
par synthèse additive, dont les couleurs primaires sont rouge, vert et bleu (RVB) ;et par synthèse soustractive, dont les couleurs primaires sont cyan, magenta et jaune (CMJ).
La couleur du physicien
La couleur, c’est aussi la sensation produite par un rayonnement physiquement défini appelé stimulus. Celui-ci pénètre dans l'œil et est capté par des millions de cônes répartis dans la rétine mais surtout concentrés dans sa partie centrale, la fovéa, siège de la vision la plus distincte.
Pour le physicien, le terme de couleur renvoie donc à la couleur spectrale, c’est-à-dire à la perception sensorielle de l’œil humain en fonction de la longueur d’onde de la lumière qu’il reçoit. Ainsi, une lumière de longueur d’onde 550 nm est perçue comme étant de couleur verte. Le spectre visible est composé des sept couleurs de l’arc-en-ciel, soit rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Le vert étant la couleur à laquelle l’œil humain est le plus sensible.
 L’œil humain peut différencier près de huit millions de nuances de couleurs. Pourtant, cet organe si avancé ne donne que peu d’informations à notre cortex pour créer une image. Alors que se passe-t-il exactement lorsque nous voyons ? Unisciel et l’université de Lille 1 nous expliquent, avec le programme Kézako, le fonctionnement de ce surprenant organe. © Unisciel
La production des couleurs
C’est en interagissant (absorption, diffusion, réfraction, interférences ou diffraction) avec la matière que la lumière produit des couleurs. La couleur bleue du ciel est ainsi le résultat d'une combinaison de plusieurs de ces phénomènes.
L’absorption de lumière est l’un des principaux mécanismes qui entrent dans le jeu des couleurs dans la vie courante. En effet, la plupart des matériaux ont pour particularité d’absorber certaines longueurs d’ondes de la lumière. Si, par exemple, les carottes nous apparaissent orange, c’est qu’elles contiennent du bêtacarotène qui absorbe les longueurs d’ondes comprises entre le violet et le vert et réfléchit la partie du spectre allant du rouge au vert.
La couleur du physicien des particules
Le physicien des particules utilise le terme « couleur » pour désigner un nombre quantique attribué aux quarks et aux gluons. Ainsi, les quarks existent en trois couleurs : rouge, bleu et vert. Les hadrons, quant à eux, sont de couleur neutre, c’est-à-dire blancs. Cependant, aucun rapport ici avec une perception visuelle que nous pourrions en avoir.
La notion de charge de couleur a été introduite pour expliquer la coexistence des quarks au sein des hadrons, tout en satisfaisant le principe d’exclusion de Pauli. Aujourd’hui, la chromodynamique quantique joue un rôle important dans le modèle standard de la physique des particules.

Couleur

Un volcan est un orifice de la croûte terrestre d’où s’échappent, lors des éruptions, de la lave (constituée de magma), des gaz (dioxyde de soufre, gaz carbonique, azote, par exemple) et des cendres.
L’étude des volcans est la volcanologie ou vulcanologie. L’activité volcanique est l’une des manifestations de l’activité interne de la Terre due à l’énergie emmagasinée en son sein (voir « volcanisme »).
Les volcans sur Terre et dans l’espace
Sur Terre, il existe environ 600 volcans en activité sur les continents, 1.300 si l’on y ajoute ceux du fond des mers. Le plus grand volcan du système solaire est le mont Olympus sur Mars. Certains volcans sont considérés comme éteints, d’autres dorment et peuvent voir leur activité reprendre.
On distingue traditionnellement différents types de volcans selon leur forme :
 les volcans hawaïens (de Hawaï), très plats, d’où s’échappent, seulement par effusion, des laves très fluides ; les volcans stromboliens (du Stromboli, en Italie), à cônes pointus, formés par accumulation de débris et par des coulées de lave ; les volcans vulcaniens (de Vulcano, en Italie), formés par accumulation de débris explosifs ; les volcans péléens (de la montagne Pelée en Martinique), à lave très visqueuse qui tend à former des aiguilles en s’élevant au travers des fissures des extrusions précédentes. Leur éruption sous l’effet de la poussée des gaz donne lieu au phénomène de nuée ardente, ou éjection de poussières en fusion ; les volcans formés par des fissures. 
La morphologie de l’appareil volcanique (taille et pente du cône et du cratère) résulte de l’accumulation de matériaux émis lors des éruptions, et dépend notamment des propriétés de la lave, et des conditions internes de pression, qui peuvent du reste évoluer au cours de l’activité du volcan. De faibles variations de la composition de la lave peuvent se traduire par des propriétés très différentes, notamment pour la viscosité. Les éruptions volcaniques peuvent être explosives, lorsque la pression exercée par les gaz éjecte des fragments de magma plus ou moins solidifié avec des cendres et des scories.
Des prévisions d’éruptions peu fiables
L’activité volcanique est extrêmement difficile à prévoir ; leur étude ne dispose du reste que de peu de données, à cause de la disproportion entre la durée moyenne qui sépare deux éruptions et la durée de vie humaine. Les recherches portent notamment sur l’évaluation des réserves de magma retenues en profondeur (à 10 km sous la surface environ) et qui s’écoulent par divers filons, fissures et conduits. Les conséquences d’une explosion sont liées à l’importance des réservoirs de magma. Des émissions de gaz et d’autres signes avant-coureurs de la remontée du magma peuvent être exploités par des réseaux de surveillance des volcans actifs.
L’étude des affleurements d’anciens systèmes volcaniques éteints et érodés renseigne également sur les mécanismes en jeu dans la période d’activité.

Volcan

Dans le langage courant, le terme de chaleur est employé pour qualifier la sensation que donne un corps chaud.
Les physiciens qualifient la chaleur d'énergie thermique. Dans le système international, elle se mesure donc en joules (J). La chaleur correspond plus précisément à un transfert d'énergie.
Chaleur et température
Transfert de chaleur et variation de température sont directement liés par le biais de la capacité calorifique notée C.
Ainsi, un transfert de chaleur provoque généralement une variation de température. Lorsque deux corps sont mis au contact l’un de l’autre, le plus chaud cède de la chaleur au plus froid jusqu’à établir un équilibre.
En revanche, les changements d’état physique s’opèrent à température constante. Chauffez un glaçon : il restera à 0 °C ! Mais l’eau qui le compose passera de l’état solide à l’état liquide. Ce changement d’état consomme de l’énergie, de la chaleur, qui, de fait, ne pourra pas servir à faire monter la température de l’eau.
Transferts de chaleur
Il existe trois modes de transfert de la chaleur :
la conduction thermique, qui correspond à un échange d’énergie sans déplacement de matière ;la convection, résultat d’un déplacement de particules de températures différentes dans un fluide ;le rayonnement thermique, qui est émis pour tous les corps.

Chaleur

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leader dans le domaine de l’aérospatiale. À son palmarès figurent les missions Apollo qui ont permis l’envoi des premiers Hommes sur la Lune, l’exploration de Mars par Curiosity ou encore les découvertes du télescope spatial Hubble.
Fondée le 29 juillet 1958 par le président Eisenhower, la Nasa vient remplacer le Naca (National Advisory Committee for Aeronautics), opérationnel depuis 1915. Guerre froide oblige, sa mission est alors de concurrencer le programme spatial soviétique. © Nasa
De nos jours, la Nasa emploie environ 20.000 personnes réparties dans une vingtaine d’institutions, comme le Goddard Space Flight Center, le Jet Propulsion Laboratory, le Langley Research Center ou encore le Kennedy Space Center. Elle accomplit des missions d’exploration et de recherche dans le domaine spatial et aérospatial par divers moyens : sondes, satellites, missions robotisées, etc. L’agence possède également un volet sciences de la Terre, pour étudier en particulier les effets du changement climatique.
Le Kennedy Space Center, en Floride, est une base de lancement située à proximité de Cap Canaveral. © Nasa
Les missions marquantes en cours et les projets futurs
La Nasa exploite la Station spatiale internationale (ISS), en coopération avec d’autres agences gouvernementales, où sont réalisées des recherches en astronomie, en sciences des matériaux et en biologie. Depuis 1990, l’agence exploite le célèbre télescope spatial Hubble, à l’origine d’avancées importantes dans notre connaissance de l’univers. Le très attendu James Webb Space Telescope viendra lui prêter main-forte en 2019.
Pour explorer Mars, la Nasa a lancé le programme Mars Science Laboratory (MSL), connu pour son rover Curiosity parcourant depuis 2012 le sol de la planète rouge à la recherche de traces de vie ancienne. Curiosity devrait être rejoint par l’atterrisseur InSight (lancement en mai 2018), puis viendra le rover Mars 2020, prévu pour le début des années 2020.
Dans le reste du Système solaire, des missions d’exploration étudient les géantes gazeuses, telle la sonde spatiale Cassini qui a plongé dans l’atmosphère de Saturne mi-septembre 2017 et la sonde New Horizons, toujours en activité, la première à avoir survolé Pluton et poursuit son exploration de la ceinture de Kuiper.

Nasa

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La surface de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] vue en 1982 par la sonde V&eacute;n&eacute;ra 13. &copy; [popupdefinition id=4724]Venera[/popupdefinition] 13/Don P.Mitchell

La surface de Vénus

Les sondes soviétiques Venera, lancées depuis Baikonour, font partie de l'époque quasi-héroïque de la conquête spatiale. Seize ont été lancées, toutes à destination de Vénus.
Venera 1 - 12 février 1961 - Echec.Venera 2 - 12 novembre 1965 - Survol à 24.000 km.Venera 3 - 16 novembre 1965 - Premier atterrissage sur Vénus, panne de communications.Venera 4 - 12 juin 1967 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 5 - 5 janvier 1969 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 6- 10 janvier 1969 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 7 - 17 août 1970 - Atterrissage - Première transmission de données depuis la surface.Venera 8 - 27 mars 1972 - Atterrissage - Transmission de données depuis la surface.Venera 9 - 8 juin 1975 - Module orbital + atterrisseur - Première transmission d'images N&B.Venera 10 - 14 juin 1975 - Module orbital + atterrisseur - Transmission d'images N&B.Venera 11 - 9 septembre 1978 - Atterrissage, mais panne de transmission.Venera 12 - 14 septembre 1978 - Atterrissage, mais panne de transmission.Venera 13 - 30 octobre 1981 - Atterrissage, première transmission d'images couleurs.Venera 14 - 4 novembre 1981 - Atterrissage, transmission d'images couleurs.Venera 15 - 2 juin 1983 Orbit - Cartographie radar depuis l'orbite.Venera 16 - 7 juin 1983 Orbit - Cartographie radar depuis l'orbite.

Venera

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La sonde [popupdefinition id=2606]V&eacute;nus Express[/popupdefinition] a fourni des images [popupdefinition id=1003]UV[/popupdefinition] et en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] de V&eacute;nus. &copy; Esa/Virtis and [popupdefinition id=5344]VMC[/popupdefinition] teams

Vénus en ultraviolet et en infrarouge - Photos Futura

On qualifie de rayonnement ultraviolet (UV), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde, comprises entre 20 nm et 400 nm, sont trop courtes ...

Ultraviolet

On emploie l’acronyme VMC pour désigner un système de ventilation mécanique contrôlée. Dans le bâtiment, ce type de système correspond à un ensemble de dispositifs destinés à assurer le renouvellement...

On qualifie de rayonnement infrarouge (IR), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde sont trop grandes pour être perceptibles par l’œil hu...

Infrarouge

La sonde Venus Express, de l’ESA (Agence spatiale européenne), a étudié l’atmosphère, la surface, le champ magnétique (très faible) et le plasma de la planète Vénus. Lancée le 9 novembre 2005 de Baïko...

Vénus en ultraviolet et en infrarouge

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Le [popupdefinition id=3537]volcan[/popupdefinition] bouclier Gula atteint une altitude de 3.000 m&egrave;tres. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le volcan Gula

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Les images fournies par le radar de la sonde Magellan r&eacute;v&egrave;lent des d&ocirc;mes d'environ 25 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre sans doute d'origine volcanique. &copy; Nana/MIPL/Magellan Team

Dômes circulaires

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Culminant &agrave; 2.000 m&egrave;tres d'altitude, son aspect a &eacute;t&eacute; reconstitu&eacute; &agrave; partir des donn&eacute;es fournies par l'altim&egrave;tre radar de la sonde Magellan. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le volcan Sif Mons

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Cette carte de la surface de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;e &agrave; partir des donn&eacute;es altim&eacute;triques radar enregistr&eacute;es par la sonde Magellan. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Planisphère

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Lavinia est un exemple significatif de plaine montrant un &eacute;coulement de [popupdefinition id=459]lave[/popupdefinition] important. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Plaine de lave

La lave est une roche issue d'un magma qui est émise sous une forme plus ou moins fluide par les volcans en éruption. Ces roches sont riches en silice (roches basiques). Leur température varient de 700 à 1200°C avec des émissions éventuelles de gaz tels le dioxyde de soufre ou de carbone). Leur composition et aspect varient suivant le mode de formation du magma. 
Les roches volcaniques sont des roches éruptives, et font partie des roches magmatiques, avec les roches plutoniques, cristallisées en profondeur (comme le granite). L'accumulation des coulées de lave, et d'autres matériaux éruptifs (bombes, cendres et lapilli) construit le cône caractéristique des volcans dont la forme dépend de la viscosité de la lave et/ou de sa teneur en gaz.

Lave

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Image r&eacute;alis&eacute;e par [popupdefinition id=2606]Venus Express[/popupdefinition] en 2006 montrant le p&ocirc;le sud c&ocirc;t&eacute; jour dans le rayonnement visible et c&ocirc;t&eacute; nuit en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition]. &copy; Esa

Pôle sud

On qualifie de rayonnement infrarouge (IR), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde sont trop grandes pour être perceptibles par l’œil humain. Comprises entre 700 nm et 1 mm, elles sont supérieures à celles de la lumière visible et inférieures à celles du domaine submillimétrique (micro-ondes).L’existence d’un rayonnement infrarouge a été mise en évidence en 1800 par William Herschel, un astronome anglais. Faisant voyager un thermomètre dans le spectre lumineux obtenu par un prisme de verre, il découvrit du côté du rouge, au-delà de la limite de la lumière visible, une chaleur marquée. Lorsque les rayons infrarouges frappent par exemple la peau, atomes et molécules se mettent en mouvement. Il y a libération d’énergie. Une énergie que nous ressentons comme de la chaleur.La thermographie infrarouge permet de visualiser la température des objets et dans le cas présent, les déperditions de chaleur d’une maison. © smuki, FotoliaSources et caractéristiques du rayonnement infrarougeAinsi, tous les corps chauds — c’est-à-dire tous les corps dont la température excède le 0 K — émettent un rayonnement IR. Il faut y inclure les êtres humains et les animaux qui nous entourent, mais aussi les ampoules à incandescence et même les LED. Parmi les sources d’infrarouges les plus communes, on peut aussi citer les télécommandes. Le rayonnement infrarouge est également utilisé pour contrôler l’authenticité des billets de banque. Certaines technologies comme les lasers — employés pour graver, souder, découper ou même mesurer des distances — peuvent émettre un rayonnement IR intense qui devient dangereux pour nos yeux ou notre peau. Les infrarouges en effet peuvent brûler. Contrairement aux ultraviolets, ils ne sont pas cancérogènes.Notez enfin que le spectre du rayonnement infrarouge peut être divisé en trois grandes bandes dont les limites de découpages peuvent varier qu’il soit question d’optique, de photobiologie ou d’astronomie. Les astronomes, par exemple, découpent ainsi le spectre :
Infrarouge proche, de 700 à 1.000 jusqu’à environ 2.500 nm ;
Infrarouge moyen, de 2.500 jusqu’à 25.000 à 40.000 nm ;
Et celle de l’infrarouge lointain, de 25.000 à 40.000 nm jusqu’à 0,2 à 0,35 mm.

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Ce crat&egrave;re d'environ 70 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre est entour&eacute; d'&eacute;coulements magmatiques. &copy; Esa

Cratère Dickinson

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Vision d'artiste

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Planète Vénus

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On désigne par le terme de « lumière visible » le spectre du rayonnement électromagnétique perceptible par l’œil humain.
La lumière blanche
Les longueurs d’ondes de la lumière visible s’échelonnent d’environ 380 nm (violet) à 780 nm (rouge). Le spectre visible est obtenu par décomposition de la lumière blanche par un prisme. Les caractéristiques et les propriétés de la lumière sont étudiées dans le cadre de l'optique.
Vitesse de la lumière
La lumière se propage dans le vide ainsi que dans la matière ; sa vitesse de propagation dépendant du milieu dans lequel elle se déplace. Dans le vide, la lumière se propage à la vitesse c de 3.108 m.s-1., c'est-à-dire 300.000.000 mètres par seconde, ou encore 300.000 kilomètres par seconde. La vitesse de la lumière dans le vide est l’une des constantes fondamentales de la physique.
Lumière, longueur d'onde et couleur
Autre caractéristique importante : sa longueur d’onde. Dans un milieu dispersif, celle-ci peut d’ailleurs influer sur la vitesse de propagation de la lumière. La longueur d’onde influe aussi sur la perception sensorielle de l’œil et donne ainsi à la lumière sa couleur.
Ondes électromagnétiques et photons : la dualité onde-corpuscule
D’un point de vue théorique, la lumière peut être représentée soit par des ondes électromagnétiques, soit par des photons. C’est ce que les physiciens appellent la dualité onde-corpuscule. Ainsi, certains phénomènes optiques (rayonnement du corps noir et loi de Planck, etc.) s’expliquent bien à l’aide de la théorie ondulatoire qui suppose que la lumière est une onde électromagnétique. Pour d’autres (effet photoélectrique, effet Compton, etc.), il faut supposer que la lumière est composée de corpuscules d’énergie nommés « photons ».
Physique : optique quantique et photons intriqués
La théorie quantique a formalisé cette surprenante dualité. Les photons possèdent à la fois les propriétés de particules – on peut les compter, par exemple – et celles d’ondes : ils peuvent interférer.
Les physiciens sont capables de manipuler des photons uniques ou des paires de photons dits intriqués. Ils étudient les phénomènes qui en découlent dans le cadre de l’optique quantique. Les applications potentielles sont prometteuses : cryptographie inviolable, calculs basés sur le qubit, etc.