Sur Vénus, nous trouvons dans Wikipedia les précisions suivantes
https://fr.wikipedia.org/wiki/V%C3%A9nus_(plan%C3%A8te),
Vénus est l’une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est parfois appelée la « planète sœur » de la Terre en raison des similitudes relatives de leurs diamètres, masses, proximités au Soleil et compositions. Par d’autres aspects, elle est radicalement différente de la Terre : son champ magnétique est bien plus faible et elle possède une atmosphère beaucoup plus dense, composée de dioxyde de carbone à plus de 96 %. La pression atmosphérique à la surface de la planète est ainsi 92 fois supérieure à celle de la Terre, soit environ la pression ressentie, sur Terre, à 900 mètres sous l’eau. Elle est de loin la planète la plus chaude du Système solaire — même si Mercure est plus proche du Soleil — avec une température de surface moyenne de 462 °C (735 K). La planète est enveloppée d’une couche opaque de nuages d’acide sulfurique, hautement réfléchissants pour la lumière visible, empêchant sa surface d’être vue depuis l’espace. Bien que la présence d’océans d’eau liquide à sa surface par le passé soit supposée, la surface de Vénus est un paysage désertique sec et rocheux où se déroule toujours un volcanisme. La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés et consiste essentiellement en de vastes plaines géologiquement très jeunes : quelques centaines de millions d’années.
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Nous publions ci-dessous un article écrit par deux chercheurs américains qui, à la suite de nombreuses simulations, estiment que Vénus, orbitant de la même façon que la Terre et Mars, aurait rencontré une roche massive, de la taille de la Lune, qu’ils ont surnommé Neith. Celle-ci l’aurait ralentie et déviée de sa trajectoire, en inversant son spin, autrement dit le sens de sa rotation. Ceci se serait passé entre 100.000 et 1 million d’années bp.
Cette hypothèse est difficilement vérifiable, tant du moins que des études attentives de la surface de Vénus, actuellement inaccessible, n’auront pas été réalisées. On retiendra cependant qu’il n’est pas impossible que la Terre fasse un jour une telle rencontre catastrophique.
Chaotic Capture of a Retrograde Moon by Venus and the Reversal of Its Spin
Valeri V. Makarov
United States Naval Observatory, 3450 Massachusetts Ave. NW, Washington, DC 20392, USA
Alexey Goldin
2 Teza Technology, 150 N Michigan Ave, Chicago, IL 60601, USA
Abstract
Planets are surrounded by fractal surfaces (traditionally called Hill spheres), separating the inner zones of long-term stable orbital motion of their satellites from the outer space where the gravitational pull from the Sun takes over. Through this surface, external minor bodies in trajectories loosely co-orbital to a planet can be stochastically captured by the planet without any assistance from external perturbative forces, and can become moons chaotically orbiting the planet for extended periods of time. Using state-of-the-art orbital integrators, we simulate such capture events for Venus, resulting in long-term attachment phases by reversing the forward integration of a moon initially attached to the planet and escaping it after an extended period of time. Chaotic capture of a retrograde moon from a prograde heliocentric orbit appears to be more probable because the Hill sphere is almost four times larger in area for a retrograde orbit than for a prograde orbit. Simulated capture trajectories include cases with attachment phases up to 860,000 years for prograde moons and up to 370,000 years for retrograde moons. Although the probability of a long-term chaotic capture from a single encounter is generally low, the high density of co-orbital bodies in the primordial protoplanetary disk makes this outcome possible, if not probable. The early Venus was surrounded by a dusty gaseous disk of its own, which, coupled with the tidal dissipation of the kinetic energy in the moon and the planet, could shrink the initial orbit and stabilize the captured body within the Hill surface. The tidal torque from the moon, for which we use the historical name Neith, gradually brakes the prograde rotation of Venus, and then reverses it, while the orbit continues to decay. Neith eventually reaches the Roche radius and disintegrates, probably depositing most of its material on Venus’ surface. Our calculations show that surface density values of about 0.06 kg m−2 for the debris disk may be sufficient to stabilize the initial chaotic orbit of Neith and to bring it down within several radii of Venus, where tidal dissipation becomes more efficient.
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