« Vénus (planète) » : différence entre les versions

	Vénus
	; Vénus en vraies couleurs vue par Mariner 10.
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe	108 209 500 km; (0,723 336 au)
Aphélie	108 943 000 km; (0,728 24 au)
Périhélie	107 476 000 km; (0,718 43 au)
Circonférence orbitale	679 892 000 km; (4,544 8 au)
Excentricité	0,006 78
Période de révolution	224,667 d
Période synodique	583,92 d
Vitesse orbitale moyenne	35,025 71 km/s
Vitesse orbitale maximale	35,264 3 km/s
Vitesse orbitale minimale	34,789 5 km/s
Inclinaison sur l’écliptique	3,394 71°
Nœud ascendant	76,68°
Argument du périhélie	54,9°
Satellites connus	0
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial	6 051,8 ± 1,0 km; (0,949 Terre)
Rayon polaire	6 051,8 ± 1,0 km; (0,952 Terre)
Rayon moyen; volumétrique	6 051,8 ± 1,0 km; (0,950 Terre)
Aplatissement	0
Périmètre équatorial	38 025 km; (0,949 Terre)
Superficie	4,60 × 108 km2; (0,902 Terre)
Volume	9,284 3 × 1011 km3; (0,857 Terre)
Masse	4,867 5 × 1024 kg; (0,815 Terre)
Masse volumique globale	5,204 × 103 kg/m3
Gravité de surface	8,87 m/s2; (0,905 g)
Vitesse de libération	10,46 km/s
Période de rotation; (jour sidéral)	−243,023 d
Vitesse de rotation; (à l’équateur)	6,52 km/h
Inclinaison de l’axe	177,36°
Ascension droite du pôle nord	272,76°
Déclinaison du pôle nord	67,16°
Albédo géométrique visuel	0,689
Albédo de Bond	0,77
Irradiance solaire	2 601,3 W/m2; (1,902 Terre)
Température d’équilibre; du corps noir	226,6 K (−46,4 °C)
Température de surface
• Maximum	763 K (490 °C)
• Moyenne	737 K (464 °C)
• Minimum	719 K (446 °C)
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique	9,3 × 106 Pa
Masse volumique au sol	~ 65 kg/m3
Masse totale	4,80 × 1020 kg
Hauteur d'échelle	15,9 km
Masse molaire moyenne	43,45 g/mol
Dioxyde de carbone CO2	~96,5 %
Diazote N2	~3,5 %
Dioxyde de soufre SO2	150 ppm
Argon Ar	70 ppm
Vapeur d'eau H2O	20 ppm
Monoxyde de carbone CO	17 ppm
Hélium He	12 ppm
Néon Ne	7 ppm
Acide chlorhydrique HCl	100 à 600 ppb
Acide fluorhydrique HF	1 à 5 ppb
Sulfure de carbonyle COS	Traces
Histoire
Divinité babylonienne	Ishtar
Divinité grecque	Éosphoros et Hespéros
Nom chinois; (élément associé)	Jīnxīng 金星 (métal)
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Vénus est une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est la deuxième planète par ordre d'éloignement au Soleil, et la sixième par masse ou par taille décroissantes.

La planète Vénus a été baptisée du nom de la déesse Vénus de la mythologie romaine.

Historique des observations

La planète Vénus est le troisième astre en termes de magnitude apparente, après le soleil et la lune. Elle a donc attiré l'attention des premiers astronomes. Vénus apparaît tantôt le matin (Astre du matin), tantôt le soir (Astre du soir), de nombreuses cultures et civilisations ont d'abord pensé à deux astres différents^[1].

Egypte antique

Les anciens Égyptiens voyaient deux astres distincts, une étoile du matin et une étoile du soir. L'étoile du matin était appelée Tioumoutiri et l'étoile du soir Ouaiti^[2].

Babylone

les Babyloniens semblent avoir compris très tôt que les « étoiles du matin et du soir » étaient le même objet céleste. C'est ce que l'on déduit d'un sceau-cylindre de la période de Djemdet Nasr et la tablette d'Ammisaduqa de la première dynastie de Babylone^[3] ^[4].

La civilisation babylonienne considérait la planète Vénus comme la représentation de la déesse Ninsi'anna (« dame divine, illumination du ciel » du fait de sa luminosité). Plus tard, elle sera nommée Dilbat^[5].

Les premières orthographes du nom ont été écrites avec le signe cunéiforme si4 (= SU, signifiant « être rouge ») dont la signification première pourrait être « dame divine de la rougeur du ciel », en référence à la couleur de l'aube et du crépuscule^[6].

Chine

Les Chinois ont historiquement appelé la Vénus du matin « Grande Blanche » (Tài-bái 太白) ou « Ouvreuse de la Luminosité » (Qǐ-míng 啟明), et la Vénus du soir comme « Excellente de l'Ouest » (Cháng-gēng 長庚)^[7].

Grèce antique

Article détaillé : Éosphoros et Hespéros.

Rome

Article détaillé : Lucifer (mythologie romaine).

Claude Ptolémée (II^e siècle)

Ptolémée a émis l'hypothèse dans son traité d'astronomie Almageste que Mercure et Vénus sont situées entre le Soleil et la Terre.

Amérindiens

Les Mayas considéraient Vénus comme le corps céleste le plus important après le Soleil et la Lune. Ils l'ont appelé Chac ek ou Noh Ek, signifiant « la grande étoile » et savaient qu'elle n'était qu'un seul astre^[8]^,^[9].

Les cycles de Vénus faisaient l'objet d'un calendrier retrouvé dans le Codex de Dresde et les Mayas suivaient les apparitions et conjonctions de Vénus^[10]^,^[11]. Ce calendrier reposait notamment sur leur observation que cinq périodes synodiques de la planète correspondent à huit années terrestres, cause du « pentagramme de Vénus »^[2].

Monde arabo-musulman

IX^e siècle : Al-Khwârizmî (783-850) dit Algorismus, mathématicien, géographe et astronome d’origine perse, établit des tables astronomiques (position des cinq planètes, du Soleil et de la Lune) basées sur l’astronomie hindoue et grecque. Il étudie la position et la visibilité de la Lune et ses éclipses, du Soleil et des planètes. Il est le premier d'une longue série de scientifiques arabes^[12]^,^[13].
XI^e siècle : l'astronome perse Avicenne affirma avoir observé le transit de Vénus^[14], ce qui consistera une confirmation de la théorie de Ptolémée pour les astronomes ultérieurs^[15].
XII^e siècle : l'astronome andalou Ibn Bajjah observa « deux planètes comme des taches noires sur la face du Soleil ». En réalité, il n'y a pas eu de transit de Vénus du vivant d'Ibn Bajjah^[16]^,^[17] et les transits de deux planètes n'ont pas pu être simultanés^[18].
XII^e siècle : Averroès a également déclaré que le neveu de Sa'd ibn Mu'adh avait assisté à un transit simultané de Vénus et de Mercure, annonçant avoir calculé leurs trajectoires et qu'elles étaient en conjonction à ce moment pour soutenir sa thèse^[14]^,^[19] ; cette observation sera ensuite citée par Nicolas Copernic dans Des révolutions des sphères célestes^[18].
XIII^e siècle : Qotb al-Din Shirazi, astronome de l'école de Maragha, considéra ces observation comme des transits de Vénus et de Mercure^[16].

Les astronomes modernes remettent en question l'observation des transits par les astronomes médiévaux arabes, ceux-ci ayant été potentiellement confondus avec des taches solaires^[18]^,^[20].

Par exemple : Avicenne n'a pas noté le jour du transit observé. Il y a bien un transit de son vivant (le 24 mai 1032, cinq ans avant sa mort) mais ce transit ne pouvait pas être visible pour lui, compte tenu de sa position géographique^[18]^,^[21].
Toute observation d'un transit de Vénus avant les lunettes astronomiques reste donc spéculative^[22].

1609 : l'invention de la lunette astronomique

Vénus est représentée dans différentes positions sur son orbite autour du Soleil, chaque position marquant un ensoleillement différent de la surface — La découverte par Galilée que Vénus possède des phases (bien qu'elle reste près du Soleil dans le ciel terrestre) a prouvé qu'elle orbite autour du Soleil et non de la Terre.

Le physicien italien Galilée invente la lunette astronomique en 1609. En mai 1610, il se tourne vers la planète Vénus et constate qu'elle présente des phases, comme la Lune^[23]^,^[24]. Il note que Vénus est la planète la plus éloignée du Soleil dans le ciel ; elle montre une phase semi-éclairée, et lorsqu'elle est la plus proche du Soleil dans le ciel, elle apparaît comme un croissant ou une phase complète^[23]. Il en déduit que cela ne pourrait être possible que si Vénus était en orbite autour du Soleil. Ce fut l'une des premières observations contredisant clairement le modèle géocentrique deClaude Ptolémée selon lequel le système solaire centré sur la Terre^[25]^,^[26].

Le transit de Vénus en 1639 avait été prédit avec précision par Jeremiah Horrocks puis observé par lui et son ami, William Crabtree, dans leurs maisons respectives, le 4 décembre 1639 (soit le 24 novembre selon le calendrier julien utilisé à cette époque)^[27]. Si l'on considère les observations des astronomes arabes comme contestées, il s'agit donc des premiers hommes à avoir observé un transit de Vénus^[28].

1645 : première observation d'un satellite supposé de Vénus, ultérieurement dénommé Neith. Les observations et discussions se poursuivront jusqu'en 1884, mais l'existence de Neith sera réfutée en 1887^[29].

1666 : Cassini estime à 23 heures 15 minutes la période de rotation de Vénus^[29].

Vers 1726, Francesco Bianchini observe, ou croît observer, grâce à une lunette particulièrement puissante des tâches sur la surface de la planète indiquant des étendues similaires aux mers lunaires^[30]. Il réalise ainsi le premier planisphère de Vénus^[30]^,^[29].

L'atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhail Lomonosov puis observée en 1792 par l'astronome allemand Johann Schröter^[31]^,^[32]. Schröter a découvert que lorsque la planète était un mince croissant, ses pointes s'étendaient sur plus de 180°. Il a donc supposé que cela était dû à la dispersion de la lumière du soleil dans une atmosphère dense^[33]. Plus tard, l'astronome américain Chester Lyman a observé un anneau complet autour de la planète alors qu'elle était à une conjonction inférieure, fournissant des preuves supplémentaires d'une atmosphère^[34].

1761, 1769, 1874, 1882 : grandes expéditions à travers le monde pour observer les transits suivants afin de mesurer la parallaxe du Soleil. Études de l'atmosphère vénusienne, lors des deux derniers de ces transits^[29].

L'atmosphère a compliqué les efforts pour déterminer une période de rotation pour la planète, des observateurs tels que Giovanni Cassini et Schröter l'ayant incorrectement estimée à environ 24 heures du fait de ses marques de mouvement sur la surface de la planète^[35].

En 1890, Schiaparelli et d'autres optent pour une rotation de 225 jours environ, ce qui aurait correspondu à une rotation synchrone avec le Soleil^[36]^,^[29].

XX^e siècle

Le disque de Vénus, caché par une épaisse athmosphère, ne donnait aucune indication sur sa surface. Il a fallu attendre le développement des observations spectroscopiques, radar et ultraviolettes pour obtenir plus d'informations.

Années 1900 : les observations spectroscopiques ont donné les premiers indices sur la rotation vénusienne. Vesto Slipher a essayé de mesurer le décalage Doppler de la lumière de Vénus, mais a constaté qu'il ne pouvait détecter aucune rotation. Il en a déduit que la planète devait avoir une période de rotation beaucoup plus longue qu'on ne le pensait auparavant^[37].

Années 1920 : les premières observations ultraviolettes. Frank E. Ross a a constaté que les photographies ultraviolettes révélaient d'importants détails absents dans le rayonnement visible et infrarouge. Il a suggéré que cela était dû à une atmosphère inférieure dense et jaune avec de hauts nuages de cirrus^[38].

Années 1950 : on découvrit que la rotation était rétrograde.

Années 1960 : les observations radar de Vénus, effectuées pour la première fois, ont fourni les premières mesures de la période de rotation, proches de la valeur connue soixante ans plus tard^[39].

Années 1970 : les observations radar ont révélé pour la première fois des détails de la surface vénusienne. Des impulsions d'ondes radio ont été diffusées sur la planète en utilisant le radio-télescope de 300 mètres à l'Observatoire Arecibo et les échos ont révélé deux régions hautement réfléchissantes, désignées Alpha Regio et Beta Regio. Les observations ont également révélé une région brillante attribuée à une montagne, qui a été appelée Maxwell Montes^[40]. Ces trois caractéristiques sont désormais les seules sur Vénus à ne pas avoir de prénom féminin^[41].

Présentation générale

La distance de Vénus au Soleil est comprise entre 0,718 et 0,728 UA, avec une période orbitale de 224,7 jours. Vénus est une planète tellurique, comme le sont également Mercure, la Terre et Mars. Elle possède un champ magnétique très faible et n'a aucun satellite naturel. Elle et Uranus sont les deux seules planètes du Système solaire dont la rotation est rétrograde. De plus, elle est la seule ayant une période de rotation (243 jours) supérieure à sa période de révolution. Vénus présente en outre la particularité d'être quasiment sphérique — son aplatissement peut être considéré comme nul — et de parcourir l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire, avec une excentricité orbitale de 0,0068 (contre 0,0167 pour la Terre).

Vénus est presque aussi grande que la Terre — son diamètre représente 95 % de celui de notre planète — et a une masse équivalente aux quatre cinquièmes de celle de la Terre. Sa surface est dissimulée sous d'épaisses couches de nuages très réfléchissants qui lui confèrent un albédo de Bond de 0,75 et une magnitude apparente dans le ciel pouvant atteindre -4,6, valeur dépassée uniquement par la Lune et le Soleil. Étant plus proche du Soleil que la Terre, elle présente des phases au même titre que la Lune et Mercure selon sa position relative par rapport au Soleil et à la Terre, son élongation ne dépassant jamais 47,8°.

L'atmosphère de Vénus est la plus épaisse de celle de toutes les planètes telluriques, avec une pression au sol atteignant 9,3 M Pa (91,8 atm) au niveau de référence des altitudes vénusiennes. Cette atmosphère est composée d'environ 96,5 % de dioxyde de carbone et 3,5 % d'azote, avec de faibles concentrations de dioxyde de soufre et de divers autres gaz. Elle contient d'épaisses couches nuageuses opaques constituées de gouttelettes de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique surmontées d'une brume de cristaux de glace d'eau qui donne à la planète son aspect laiteux lorsqu'on l'observe depuis l'espace. Ces nuages réfléchissent l'essentiel du rayonnement solaire, de sorte que la puissance solaire parvenant au sol sur Vénus représente moins de 45 % de celle reçue au sol sur Terre, et est même inférieure d'un quart à celle reçue à la surface de la planète Mars^[42].

L'atmosphère de Vénus est près de cent fois plus massive que celle de la Terre et possède une dynamique propre, indépendante de la planète elle-même, avec une super-rotation dans le sens rétrograde en quatre jours terrestres, ce qui correspond à une vitesse linéaire au sommet des nuages d'environ 100 m/s (360 km/h) par rapport au sol. Compte tenu de sa composition et de sa structure, cette atmosphère génère un très puissant effet de serre à l'origine des températures les plus élevées mesurées à la surface d'une planète du Système solaire : près de 740 K (environ 467 °C) en moyenne à la surface — supérieures à celles de Mercure, pourtant plus proche encore du Soleil, où les températures culminent à 700 K (environ 427 °C) — et ceci bien que l'atmosphère ne laisse passer que le quart de l'énergie solaire incidente.

À cette pression (9,3 MPa) et à cette température (740 K), le CO₂ n'est plus un gaz, mais un fluide supercritique (intermédiaire entre gaz et liquide), d'une masse volumique voisine de 65 kg/m³.

La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés, et consiste essentiellement en de vastes plaines a priori volcaniques géologiquement très jeunes — quelques centaines de millions d'années tout au plus. De très nombreux volcans ont été identifiés à sa surface — mais sans véritables coulées de lave, ce qui constitue une énigme — ainsi que des formations géologiques, parfois uniques dans le Système solaire telles que coronae, arachnoïdes et farra, attribuées à des manifestations atypiques de volcanisme. En l'absence de tectonique des plaques identifiée à la surface de la planète, on pense que Vénus évacue sa chaleur interne périodiquement lors d'éruptions volcaniques massives qui remodèlent entièrement sa surface, ce qui expliquerait que celle-ci soit si récente. Entre ces épisodes de volcanisme global, le refroidissement de la planète serait trop lent pour entretenir un gradient thermique suffisant dans la phase liquide du noyau pour générer un champ magnétique global par effet dynamo^[43].

Par ailleurs, des mesures d'émissivité à 1,18 µm réalisées en 2008^[44] ont suggéré une relative abondance des granites et autres roches felsiques sur les terrains les plus élevés — qui sont généralement les plus anciens — de la planète, ce qui impliquerait l'existence passée d'un océan global assorti d'un mécanisme de recyclage de l'eau dans le manteau susceptible d'avoir produit de telles roches. À l'instar de Mars, Vénus aurait ainsi peut-être connu, il y a plusieurs milliards d'années, des conditions tempérées permettant l'existence d'eau liquide en surface, eau aujourd'hui disparue — par évaporation puis dissociation photochimique dans la haute atmosphère — au point de faire de cette planète l'une des plus sèches du Système solaire.

Vénus, l'étoile du berger

Dans la culture populaire, la planète Vénus est surnommée l’« étoile du berger » car elle peut être facilement visible dans le ciel du matin (à l'est), avant l'aurore, ou dans le ciel du soir (à l'ouest), après le crépuscule^[45]. Au XXe siècle, le terme « étoile » est bien évidemment impropre car il s'agit d'une planète, mais pour les Anciens, elle faisait partie des cinq astres dits « errants » (grec ancien πλανήτης, planêtês « errantes »).

On lui attribua ce nom car les gardiens de troupeaux dans les temps anciens en tenaient compte pour aller dans les pâturages ou en revenir.

Caractéristiques physiques

Vénus est souvent décrite comme une « sœur jumelle » de la Terre en raison de ses caractéristiques globales très proches de celles de notre planète : son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %. Néanmoins, si sa géologie est sans doute proche de celle de la Terre, les conditions qui règnent à sa surface diffèrent radicalement des conditions terrestres. Vénus est notamment la planète la plus chaude du Système solaire^[46]. Les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète.

Atmosphère

Article détaillé : Atmosphère de Vénus.

Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de dioxyde de carbone (CO₂) à 96,5 % et d'une faible quantité de diazote à 3,5 %^[47]. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre^[48]. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre^[49] - une pression équivalente à celle ressentie à une profondeur de près de 1 km sous la mer sur Terre. La densité en surface est de 65 kg/m³, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer^[49]. Cette atmosphère riche en dioxyde de carbone génère le plus fort effet de serre du système solaire, créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)^[50]^,^[51]. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de Mercure, qui a une température de surface minimale de 53 K (- 220 °C) et maximale de 700 K pour la face exposée au soleil le plus longtemps (427 °C)^[52]^,^[53], bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'irradiance solaire de Mercure d'après la loi en carré inverse^[54].

Des études ont suggéré qu'il y a des milliards d'années l'atmosphère de Vénus ressemblait à celle entourant la Terre et qu'il pouvait y avoir des quantités importantes d'eau liquide à la surface^[55]. Cependant, après une période pouvant s'étendre de 600 millions à plusieurs milliards d'années, un effet de serre grandissant a été causé par l'évaporation de cette eau originellement présente et aboutissant finalement au niveau critique actuel de gaz à effet de serre dans l'atmosphère^[56].

L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée^[57] depuis que les premières suspicions ont été détectées par les sondes Venera soviétiques^[58]^,^[59]^,^[60]. En 2006 et 2007, Venus Express a détecté des ondes de plasma, signature de la foudre^[61]. Leur apparence intermittente suggère un schéma associé à l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre^[62]. Cependant, d'autres instruments n'ont pas du tout détecté la foudre. L'origine de la foudre reste également incertaine^[63]^,^[64].

En décembre 2015, et dans une moindre mesure en avril et mai 2016, des chercheurs travaillant sur la mission japonaise Akatsuki ont observé des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela a été considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes ondes de gravité stationnaires système solaire découvertes à ce jour^[65]^,^[66]^,^[67].

L’atmosphère vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère^[68]^,^[69].

Basse atmosphère

La basse atmosphère se situe entre 0 et 48 km d’altitude et est relativement transparente.

La composition de la basse atmosphère est décrite dans le tableau ci-dessous^[70]. Le dioxyde de carbone y domine largement, le gaz secondaire étant l'azote. Tous les autres sont des constituants mineurs (~300 ppm en tout)^[71].

Composition de la basse atmosphère de Vénus
Élément ou molécule^[71]	Pourcentage dans la basse atmosphère (en dessous des nuages)^[71]
Dioxyde de carbone	~96,5 %
Diazote	~3,5 %
Dioxyde de soufre	150 ppm
Argon	70 ppm
Vapeur d'eau	20 ppm
Monoxyde de carbone	17 ppm
Hélium	12 ppm
Néon	7 ppm

L'effusivité thermique et le transfert de chaleur par les vents dans la basse atmosphère signifient que la température de la surface de Vénus ne varie pas de manière significative entre l'hémisphère éclairé et obscur, malgré la rotation extrêmement lente de la planète^[72]. Les vents en surface sont lents, se déplaçant à quelques kilomètres par heure, mais en raison de la forte densité de l'atmosphère en surface, ils exercent une force importante contre les obstacles. Cette force seule rendrait difficile le déplacement d'un être humain, les autres conditions hostiles mises à part^[73].

Couche nuageuse

Au-dessus des couches denses de CO₂ se trouvent, à entre 45 km et 70 km de la surface^[74], des couches de nuages épais d'acide sulfurique sous forme de gouttelettes, formé de dioxyde de soufre et d'eau (à l'état solide comme gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique^[54]. De plus, l'atmosphère contient environ 1% de chlorure ferrique^[75]^,^[76]. D'autres constituants possibles pour la composition de ces nuages sont le sulfate de fer, le chlorure d'aluminium et le pentoxyde de phosphore. Ces nuages réfléchissent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace, empêchent l'observation visuelle de la surface de Vénus^[77]. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre^[78]. Cette couverture nuageuse permanente signifie que bien que Vénus soit plus proche que la Terre du Soleil, elle reçoit moins de lumière solaire au sol car seulement 5 % des rayons y parviennent^[79].

Cette couche se subdivise en trois sous-couches^[68] :

la couche inférieure ou basse atmosphère, 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 le soufre qu'ils contiennent ;
la couche centrale ou principale de 51 à 52 km d’altitude, relativement claire ;
la couche supérieure ou haute de 52 à 68 km d’altitude. De 52 à 58 km d’altitude, elle consiste notamment en des gouttelettes d’acide sulfurique et d'acide 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^[80]. Enfin, la plus haute partie de la couche supérieure, de 58 à 68 km d’altitude, consisterait en une brume de cristaux de glace. Ce sont ces cristaux qui donnent à Vénus son apparence « laiteuse » vue depuis la Terre.

Les forts vents de plus de 300 km/h qui animent les plus haut nuages font le tour de Vénus en quatre à cinq jours terrestres^[81]. Ainsi, ces vents se déplacent jusqu'à 60 fois la vitesse de sa rotation de la planète, tandis que les vents les plus rapides de la Terre n'ont qu'une vitesse de rotation de 10 à 20%^[82] de la vitesse de rotation terrestre.

Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient actuellement plus accueillantes pour aucune vie semblable à celle présente sur Terre qui aurait pu se former lorsque la planète possédait de l'eau liquide, il existe des spéculations sur la possibilité que la vie existe dans les couches supérieures des nuages de Vénus où les températures varient entre 303 et 353 K (30 et 80 °C), même si l'environnement y est acide^[83]^,^[84]^,^[85].

Bien que Vénus n'ait pas de saisons en tant que telles, les astronomes ont identifié en 2019 une variation cyclique de l'absorption du Soleil par l'atmosphère, probablement causée par des particules opaques en suspension dans les nuages supérieurs. La variation provoque des changements observés dans la vitesse des vents de Vénus, et semble augmenter et diminuer avec le cycle de taches solaires du Soleil s'écoulant sur 11 ans^[86].

Haute atmosphère

La haute atmosphère se situe entre 68 et 90 km d’altitude. Elle est principalement composée de dioxyde de carbone, qui y est majoritaire à plus de 96 %, le reste étant principalement du diazote (~3,5 %). Il s'y trouve aussi des traces de monoxyde de carbone^[54].

En 2007, Venus Express a découvert qu'un vortex atmosphérique double existe au pôle sud^[87]^,^[88].Venus Express a également découvert, en 2011, qu'une couche d'ozone existait dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus^[89]. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune stratosphère^[51]. En janvier 2013, l'ESA rapporte que la ionosphère de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à queue d'une comète^[90]^,^[91].

Composition comparée des atmosphères de la Terre et de Vénus

Spectre d'absorption d'un mélange gazeux simple correspondant à atmosphère terrestre.

La composition de l'atmosphère de Vénus basée sur les données de HITRAN ^[92] créé à l'aide de HITRAN sur le système Web.^[93]

Couleur verte - vapeur d'eau, rouge - dioxyde de carbone, les autres couleurs représentent d'autres gaz. Les longueur d'onde sont décroissantes de gauche à droite).

Surface

Vénus ayant un aplatissement nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut 6 051,84 km^[71]. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente^[94]. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes plaines sans grand relief^[94]. Baptisées planitiae en géomorphologie planétaire, les principales d'entre elles ont reçu un nom dans le cadre de la nomenclature maintenue par l'UAI, comme Atalanta Planitia, Guinevere Planitia ou encore Lavinia Planitia. Elles sont parsemées de grands bassins (de 400 à 600 km de diamètre) peu profonds (de 200 à 700 m) qui seraient des vestiges de cratères anciens^{[réf. nécessaire]}.

Ces plaines, de nature a priori volcanique, se creusent par endroits jusqu'à 2 900 m sous le niveau moyen de la surface, au niveau de dépressions couvrant environ un cinquième de la surface de la planète.

Les reliefs élevés couvrent environ le dixième de la surface de Vénus, sous forme de plateaux et de montagnes. Deux vastes régions élevées, très différentes l'une de l'autre et qui seraient en quelque sorte l'équivalent vénusien des continents terrestres, sont particulièrement remarquables par leurs dimensions et leur relative cohérence topographique :

Ishtar Terra, dans l’hémisphère nord de Vénus, dans les régions polaires. Ses dimensions de 3 700 × 1 500 km sont un peu supérieures à celles de l’Australie. Il s'agit d'un ensemble géologique essentiellement volcanique à l'ouest, avec notamment la très remarquable formation baptisée Lakshmi Planum, et orogénique à l'est, où se trouve Skadi Mons, point culminant de la planète à 10 700 m, dans la chaîne des Maxwell Montes, puis l'immense Fortuna Tessera qui est une région de terrains typiquement vénusiens ;
Aphrodite Terra, trois fois plus étendue mais aux reliefs bien moins élevés, située le long de l’équateur essentiellement dans l'hémisphère sud. Il s'agit de fragments de plateaux dans un ensemble de tesserae prolongé au sud-est et surtout au nord-est par des coronae et des volcans, parmi lesquels Maat Mons, le plus haut volcan vénusien.

D'autres régions élevées, de moindre importance, existent également. C'est le cas d’Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions avec une altitude moyenne de 1 à 2 km ; ou encore de Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont certains sommets, récents, dépasseraient 5 000 m d'altitude.

Vénus possède également des structures planétaires rares, les couronnes. Ce sont d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.

Géologie

Article détaillé : Géologie de Vénus.

Vénus ressemble à la Terre par sa taille (6 051 km de rayon contre 6 378 km pour la Terre) et par sa densité (5,26 contre 5,52). Plusieurs auteurs supposent que les deux planètes ont une structure interne comparable^[95]^,^[96]^,^[97]^,^[98].

Croûte

La croûte silicatée, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que la croûte continentale terrestre (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 granite et au basalte terrestre (roches riches en silice et ferromagnésiennes). 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. Ainsi, Vénus n'a pas de plaques tectoniques^[97] comme celles de la Terre.

Cette différence fondamentale entre la géologie des deux planètes telluriques les plus ressemblantes peut être attribuée à leur évolution climatique divergente. En effet, le climat vénusien empêche l'eau de se conserver à la surface, desséchant irréversiblement les roches de la croûte. Or, l'eau interstitielle des roches joue un grand rôle dans la subduction sur Terre où elle est conservée dans ses océans. Les roches terrestres contiennent toutes un minimum d'eau résiduelle, ce qui n'est pas le cas dans les conditions du climat à hautes températures de Vénus.

Volcanisme et impacts météoritiques

Article détaillé : Volcanisme sur Vénus.

Il reste sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de lave en fusion au sol^[99]. D'ailleurs, la surface de Vénus semble jeune, affichant moins d'un milliard d'années du fait d'un volcanisme actif relativement récent^[99].

Un épisode généralisé aurait eu lieu il y a 600 Ma. Émergeant d'un plateau accidenté situé dans l'ouest d'Eistla Regio, le volcan bouclier Gula Mons atteint une altitude de 3 000 m. Dans la vaste région des hautes terres de Beta Regio, il est dominé par deux monts imposants. Le premier, Rhea, est situé à 800 km du deuxième, nommé Theia Mons. Rhea est un massif soulevé, entaillé par une vallée axiale, Devana ChasmaDevana Chasma, longue de 4 600 km, alors que Theia est un volcan. Les reliefs auraient à 80 % une origine volcanique et certaines montagnes seraient des coulées de lave.

Les sondes soviétiques Venera 15 et Venera 16 ont répertorié plusieurs cratères à la surface de cette planète^[100].

Manteau et noyau

Vénus possèderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète^[101], composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant 2 ou 3 Ga) un océan magmatiqueocéan magmatique, d'une épaisseur de 200 à 400 km^[102].

Le noyau de Vénus serait 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^[101]. Mais cette précision est spéculative en 2009, car contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit entièrement liquide. Certains indices pourraient aller dans ce sens, comme l'absence de champ magnétique.

Champ magnétique

Vénus possède un champ magnétique très faible^[97]^,^[103] et traîne dans son sillage une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde SoHO en 1997.

L'existence d'un noyau externe de fer liquide (conducteur) tournant sur lui-même crée normalement un champ magnétique par effet dynamo, comme c'est le cas pour la Terre et Mercure. Cependant, Vénus ne possède pas de champ magnétique intrinsèque^[97]^,^[103]. En effet, le champ magnétique de Vénus est très faible et ne résulte que de l'interaction directe de l'ionosphère avec le vent solaire^[104].

L'absence de dynamo s'expliquerait par un manque de convection dans le noyau de Vénus^[105]. Cette absence serait due d'une part à la rotation très lente de la planète, mais aussi au faible gradient thermique d'un manteau moins refroidi que celui de la Terre^[a]^,^[97], ce qui empêcherait la solidification du noyau vénusien, limitant grandement la séparation des divers constituants et impuretés, et de là les mouvements internes du fluide métallique du noyau, qui génèrent le champ magnétique.

Malgré son faible champ magnétique, des aurores ont été observées^[106].

Rotation

L'un des faits les plus remarquables des paramètres orbitaux de Vénus est sa rotation rétrograde : elle tourne sur elle-même, de façon très lente, dans le sens indirect, alors que les planètes du Système solaire ont le plus souvent un sens direct^[b]. Vénus fait donc exception à la règle (on peut citer également le cas d'Uranus). Sa période de rotation n'est connue que depuis 1962, date à laquelle des observations radar menées par le Jet Propulsion Laboratory ont permis d'observer la surface de la planète au travers de l'épaisse atmosphère^[107].

Cette rotation très lente, et qui plus est rétrograde, produit des jours solaires bien plus courts que son jour sidéral, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation dans le sens direct. Le jour solaire est l'intervalle (moyen) entre deux passages consécutifs du Soleil au méridien. 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 est de 116,75 jours terrestres (116 j 18 h)^[c], alors que le jour sidéral est de 243,023 jours terrestres^[108].

On a donc un peu moins de 2 jours solaires complets pendant la durée d'une année vénusienne. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent tout de même sur près de deux mois terrestres : 58 j 9 h.

Par ailleurs, une année vénusienne est légèrement plus courte qu'un jour sidéral vénusien, dans un rapport de 0,924 ^[109].

Origine de la rotation rétrograde

Les causes de la rotation rétrograde de Vénus sont encore mal comprises. L'explication qui a été le plus souvent avancée est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes du Système solaire^[110]^,^[111]^,^[112].

Une autre explication met en jeu l'atmosphère vénusienne qui, du fait de sa forte densité, a pu influencer la rotation de la planète. Des travaux de Jacques Laskar et Alexandre C. M. Correia prenant en compte les effets de marée thermique atmosphérique montrent le comportement chaotique de l'obliquité et de la période de rotation de Vénus^[113]^,^[114]. Vénus aurait donc pu évoluer naturellement vers une rotation rétrograde, qui est un état d'équilibre des différents effets de marée, sans avoir à faire intervenir de collision avec un corps massif. Il n'est cependant pas possible de savoir si l'obliquité de Vénus est passée brusquement de 0° à 180° au cours de son histoire ou si sa vitesse de rotation s'est ralentie jusqu'à une vitesse nulle pour ensuite devenir négative. Les deux scénarios sont possibles et aboutissent au même état d'équilibre actuel^[d].

L'hypothétique synchronisation Terre-Vénus

Les jours solaires vénusiens sont tels que Vénus présente la même face aux observateurs terrestres lors de chaque conjonction inférieure : Vénus dans l'axe Terre-Soleil ; la Terre en opposition vénusienne. En effet, la période entre deux conjonctions inférieures se déroule sur cinq jours solaires vénusiens (une « semaine vénusienne » en quelque sorte). Cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours^[71] (583,92108 j exactement), ce qui est effectivement très proche de cinq jours solaires : 5 × 116,7505 j (583,7525 j exactement).

Il a été discuté de cette synchronisation Terre-Vénus (les deux principales planètes telluriques). Mais il semblerait bien que l'influence des marées terrestres sur Vénus soit trop ténue pour l'imposer, d'autant qu'elle n'est pas exacte : 583,92108/116,7505 ≈ 5,0014 ; et pas exactement 5, tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de celui de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés^{[réf. nécessaire]}.

Observation

Vénus est la deuxième planète du Système solaire en partant du Soleil et le troisième objet naturel le plus brillant du ciel (après le Soleil et la Lune)^[115] avec une magnitude apparente variant entre -4,6 et -4,7^[71], et un diamètre apparent compris entre 9,7 et 66 secondes d'arc^[71]. Il est possible, à certaines périodes de l'année, d'apercevoir la planète en plein jour^[116]. Comme Vénus est sur une orbite plus proche du Soleil que celle de la Terre, elle ne semble jamais loin du Soleil vue depuis la Terre. Son élongation atteint un maximum de 47,8°. Elle n’a pas de satellite naturel connu^[71].

On peut observer, comme avec la Lune, des phases de la planète selon leur moment d'apparition dans l'année^[116]. Leur observation a été faite pour la première fois au début du XVII^e siècle par Galilée à l'aide de sa lunette astronomique. Elles ont été un argument utilisé par ce dernier pour se rallier à la théorie héliocentrique de Copernic^[117].

Analogie avec la Terre

Une vue d'artiste de Vénus présentant son apparence si elle était similaire à la Terre.

Par sa taille et sa masse, Vénus est très similaire à la Terre et a souvent été décrite comme la sœur jumelle de cette dernière^[118]. Les deux planètes sont semblables, autant par des aspects physiques qu'orbitaux :

elles sont nées à peu près en même temps, il y a 4,6 milliards d'années, dans le même nuage de gaz et de poussière ;
Vénus et la Terre sont toutes deux des planètes du Système solaire interne ;
leurs surfaces montrent un terrain diversifié : montagnes, plaines, plateaux élevés, gorges, volcans, arêtes et cratères d'impact ;
les deux ont peu de cratères, signe d'une surface relativement jeune et d'une atmosphère dense ;
leurs compositions chimiques sont très proches.

Comparaison de propriétés physiques de Vénus et de la Terre
Propriétés physiques	Vénus^[71]	Terre^[71]	Rapport Vénus/Terre^[71]
Masse	4,868 5 × 10²⁴ kg	5,973 6 × 10²⁴ kg	0,815
Rayon équatorial	6 051 km	6 378 km	0,948
Densité moyenne	5,25	5,51	0,952
Demi-grand axe	108 208 926 km	149 597 887 km	0,723
Vitesse orbitale moyenne	35,02 km s⁻¹	29,79 km s⁻¹	1,175
Pesanteur extérieure équatoriale	8,87 m s⁻²	9,81 m s⁻²	0,906

Du fait de ces similitudes, des spécialistes ont longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très similaire à la Terre et peut-être même abriter la vie. Des études proposent même qu'il y a quelques milliards d'années, Vénus ait été beaucoup plus semblable à la Terre qu'elle ne l'est actuellement^[119]. En effet, il a été découvert qu'il y avait probablement des quantités importantes d'eau à sa surface. Cette eau se serait évaporée à la suite d'un important effet de serre créant ainsi un niveau de gaz à effet de serre critique dans l'atmosphère^[120].

Comparaison de caractéristiques physiques des planètes telluriques du Système solaire
Planète	Rayon équatorial	Masse	Gravité	Inclinaison de l’axe
Mercure^[121]	2 439,7 km (0,383 Terre)	e23/3.3013,301 × 10²³ kg (0,055 Terre)	3,70 m/s² (0,378 g)	0,03°
Vénus^[71]	6 051,8 km (0,95 Terre)	e24/4.86754,867 5 × 10²⁴ kg (0,815 Terre)	8,87 m/s² (0,907 g)	177,36°^[e]
Terre^[122]	6 378,137 km	e24/5.97245,972 4 × 10²⁴ kg	9,780 m/s² (0,997 32 g)	23,44°
Mars^[123]	3 396,2 km (0,532 Terre)	e23/6.441716,441 71 × 10²³ kg (0,107 Terre)	3,69 m/s² (0,377 g)	25,19°

Satellite et quasi-satellites de Vénus

Article détaillé : Neith (satellite).

En 1645, l'astronome italien Francesco Fontana déclara avoir découvert un satellite autour de Vénus. Cassini affirma l'avoir observé deux fois (en 1672 et en 1686). Lagrange, lui, l'aperçut en 1761, et Johann Heinrich Lambert calcula son orbite en 1773. Jusqu'à la fin du XIX^e siècle, la communauté astronomique semblait persuadée de l'existence de ce satellite qui reçut un nom, Neith. On sait depuis qu'il n'existe pas.

Cependant, le quasi-satellite 2002 VE₆₈, découvert en 2002, (et qui n'a rien à voir avec Neith) exerce autour d'elle une révolution en orbite en fer à cheval. Il ne s'agit pas d'un satellite car il n'est pas gravitationnellement lié à Vénus, mais sa révolution autour du Soleil l'amène à avoir une trajectoire qui fait dans le même temps un tour autour de Vénus, selon une trajectoire en U (d'où le nom de quasi-satellite)^[124].

Vénus possède un autre quasi-satellite : (322756) 2001 CK₃₂^[125].

Les recherches afin de trouver un satellite naturel de Vénus sont toujours en cours^[126].

Transit

Transit de Vénus le 8 juin 2004 (spectre UV).

Article détaillé : Transit de Vénus.

On appelle « transit de Vénus » le passage de la planète Vénus entre la Terre et le Soleil, où l'ombre de Vénus apparaît devant le disque solaire. En raison de l'inclinaison de l'orbite de Vénus par rapport à celle de la Terre, ce phénomène est extrêmement rare à l'échelle de temps humaine. Il se produit deux fois à 8 ans d'intervalle, ces doubles passages étant séparés les uns des autres de plus d'un siècle (105,5 ou 121,5 ans)^[127]. Historiquement, l'observation du transit de Vénus était la méthode la plus commode pour déterminer la valeur de la distance Terre-Soleil (l'unité astronomique). Le XVIII^e siècle notamment a ainsi vu de grandes expéditions de la part des astronomes européens pour mesurer les deux transits de 1761 et 1769, auxquels le nom de l'astronome français Guillaume Le Gentil est resté attaché en raison de la malchance qui l'empêcha d'effectuer les observations auxquelles il avait consacré des années de préparation.

Au cours du transit de Vénus, il apparaît un effet d'optique appelé « phénomène de la goutte noire ». Lors du deuxième contact et juste avant le troisième contact, une petite larme noire semble connecter le disque de la planète avec la frontière du limbe solaire, rendant impossible de dater précisément lesdits contacts.

Le dernier transit de Vénus a eu lieu le 6 juin 2012. Le prochain transit aura lieu le 11 décembre 2117^[128].

Lumière cendrée de Vénus

Article détaillé : Lumière cendrée de Vénus.

La lumière cendrée de Vénus, une réalité discutée parce que la source de la lumière est scientifiquement inconnue, est un phénomène lumineux évanescent qui se présenterait sous la forme d'une lueur diffuse à peine discernable éclairant la partie sombre du disque de Vénus lorsque cette planète apparaît depuis la Terre comme un fin croissant^[129]^,^[130].

Exploration

Vénus : image obtenue en 1974 à partir de photographies acquises par Mariner 10 (à gauche), retraitée en 2020 (à droite).

Article détaillé : Exploration de Vénus.

L'exploration de Vénus à l'aide de sondes spatiales a débuté au début des années 1960. Une vingtaine d'entre elles ont depuis visité la planète, que ce soit pour de simples survols, pour des séjours plus longs en orbite autour de Vénus, ou encore pour larguer des modules d'observation dans l'atmosphère et à la surface de Vénus.

L'année 1962 marque un pas important dans la connaissance de Vénus. La sonde américaine Mariner 2 réalise cette année-là le premier survol de la planète et permet de découvrir sa température de surface, infernale, autour de 700 K (427 °C), ainsi que la température de la couche nuageuse. La sonde ne détecte pas de champ magnétique au voisinage de la planète et met en évidence la quasi-absence d'eau dans l'atmosphère vénusienne^[131]^,^[132]. Les informations envoyées par Mariner 2 complètent admirablement les observations radar réalisées depuis le sol terrestre la même année, notamment à l'observatoire Goldstone en Californie, qui ont permis d'estimer la période de rotation de la planète, inconnue jusqu'alors^[133].

En 1967, les missions soviétique Venera 4 et américaine Mariner 5 continuent l'exploration de la planète, fournissant des données précises sur la composition atmosphérique et la pression élevée à la surface de Vénus. La sonde Venera 4 parvient à lancer une capsule vers le sol vénusien, et celle-ci transmit des données sur la composition de l'atmosphère vénusienne jusqu'à une altitude de 24 km.

Dans les années 1970, plusieurs sondes du programme Venera parviennent à atteindre la surface et les capsules transmettent des données à la Terre depuis le sol de Vénus. En mars 1982, les premières photos couleur de la surface sont réalisées par Venera 13 et Venera 14 à quelques jours d'intervalle^[131].

Afin d'utiliser la gravité de Vénus dans un effet de fronde gravitationnelle, la sonde Galileo passe autour de cette dernière en février 1990, prenant des observations en proche infrarouge^[134].

En orbite pendant 4 ans autour de Vénus, entre 1990 et 1994, la sonde Magellan réalise une cartographie complète et très précise (avec une résolution horizontale inférieure à 100 m) de la surface de la planète. La sonde spatiale a utilisé pour cela un radar, seul instrument capable de percer l'épaisse atmosphère de Vénus. Un relevé altimétrique est également effectué. Cette cartographie détaillée montre un sol remarquablement jeune géologiquement parlant (de l'ordre de 500 millions d'années), la présence de milliers de volcans^[131]^,^[135] et une absence de tectonique des plaques telle qu'on la connait sur Terre mais de nouvelles analyses suggèrent que la surface est divisée en blocs rocheux, « ramollis » par la chaleur intense de l'environnement et semblent se déplacer entre eux à la manière des blocs de glace de la banquise terrestre^[136].

La sonde Vénus Express de l'Agence spatiale européenne a observé Vénus depuis avril 2006 jusqu'au 16 décembre 2014 et réalisé plusieurs découvertes importantes^[137] :

une possible activité volcanique récente ;
comment Vénus perd son eau ;
le ralentissement de sa vitesse de rotation ;
l'accélération de la vitesse de rotation de la haute atmosphère ;
une région de l'atmosphère située à 125 km d'altitude formant une couche très froide (−175 °C) ;
une couche d'ozone très ténue de 5 à 10 km d'épaisseur ;
la présence d'une « queue magnétique » (ou « magnétoqueue ») du côté nuit ;
un vortex chaotique dans l'atmosphère au niveau du pôle Sud.

Lancée en 2010 mais arrivée avec cinq ans de retard à cause d'une panne de propulseur lors de son insertion initiale, la sonde japonaise Akatsuki est présentement (en 2018) la seule en orbite autour de Vénus et doit permettre de mieux comprendre ce qui a mené la planète à son état actuel (très chaude et sèche avec un effet de serre important)^[138]. L'engin a permis de découvrir la présence, à 64 km d'altitude, d'une onde de gravité longue de 10 000 km et 65 km de large, stationnaire par rapport au sol et pouvant perdurer plusieurs jours (contrairement aux ondes de gravité sur Terre qui disparaissent très vite)^[139]. Akatsuki a également pris des clichés dans l'infrarouge de la face nocturne de Vénus^[140].

Plusieurs missions d'envergure, dont des vols habités vers Vénus, ont été proposées mais sont restées à l'état de projet ou de concept. La mission européenne Venus Entry Probe devait être lancée en novembre 2013 et permettre l'exploration in situ de l'atmosphère vénusienne grâce entre autres à un ballon naviguant à une altitude de 55 km^[141]. À la fin des années 1960, la NASA étudie la possibilité d'utiliser des éléments du programme Apollo afin de réaliser un survol habité de Vénus avec un équipage de trois astronautes qui auraient effectué le voyage aller-retour en une année environ^[142]. En 2014, des chercheurs de la NASA présentent le projet HAVOCHigh Altitude Venus Operational Concept qui vise à établir une colonie humaine installée dans des dirigeables à 50 kilomètres d'altitude où la température n'est que de 75 °C et la pression proche de celle de la Terre^[143]^,^[144].

Dans la culture

Dénominations

En Europe, Vénus est traditionnellement appelée l’« étoile du berger ». En Afrique, les Dogons l'appelle l'« étoile des chevriers ».
Plus rarement, on parle de la « planète ardente » à cause de la température élevée qui règne à sa surface^{[réf. nécessaire]}.

Symbolisme laïc

Son symbole astronomique est un cercle avec une croix pointant vers le bas (unicode 0x2640 : ♀).
Il est le même que celui utilisé en biologie pour le sexe féminin^[145]^,^[146].
Il est toujours employé comme symbole astronomique pour Vénus, bien que son utilisation soit découragée par l'Union astronomique internationale^[147].

Mythologie et symbolisme

Article détaillé : Mythes sur la planète Vénus.

La planète Vénus doit son nom à la déesse Vénus, déesse de l'amour dans la mythologie romaine (assimilée à l'Aphrodite de la mythologie grecque).

Peinture

La représentation la plus célèbre de Vénus reste celle de Vincent Van Gogh dans La Nuit étoilée, vue depuis la chambre de son asile du monastère Saint-Paul-de-Mausole à Saint-Rémy-de-Provence en mai 1889^[148]^,^[149]. Une étude du ciel au pritemps de 1889 permet de confirmer qu'il s'agit bien de Vénus, entourée de blanc en bas à droite du grand cyprès, ce qui est aussi confirmé dans les lettres du peintre^[150].

La planète est également visible dans ses peintures Route avec un cyprès et une étoile^[151] et La Maison blanche, la nuit, réalisées en 1890 et peu avant la mort de l'artiste^[152].

La Nuit étoilée, Vincent Van Gogh (1889)
Route avec un cyprès et une étoile, Vincent Van Gogh (mai 1890)
La Maison blanche, la nuit, Vincent Van Gogh (1890)

Poésie

Des poètes préromantiques et romantiques tels que William Blake, Robert Frost, Letitia Elizabeth Landon, Alfred Lord Tennyson et William Wordsworth ont écrit des poèmes au sujet de la planète^[153].

Musique

1914-1916 : « Vénus, celle qui apporte la paix » est le deuxième mouvement de son poème symphonique, œuvre pour grand orchestre Les Planètes, composée et écrite par Gustav Holst entre 1914 et 1916^[154].
2008 : Alain Bashung : Vénus (Album Bleu pétrole, 2008), consacrée à la planète et à son rôle de guide^[155].

Science-fiction

Article détaillé : Vénus dans la fiction.

Vocabulaire

Cythère étant une épiclèse homérique d'Aphrodite, l'adjectif « cythérien » ou « cythéréen » est parfois utilisé en astronomie (notamment dans astéroïde cythérocroiseur) ou en science-fiction (les Cythériens, une race de Star Trek).
L'adjectif « vénusien » a remplacé « vénérien » qui avait fini par ne qualifier que les « maladies de l'amour » (les MST, maladies sexuellement transmissibles).

Annexes

Sur les autres projets Wikimedia :

Vénus, sur Wikimedia Commons
Vénus, sur le Wiktionnaire
Vénus, sur Wikiversity

Bibliographie

André Brahic, Enfants du Soleil, Odile Jacob, 25 août 2000, 445 p. (ISBN 2-7381-0861-X et 978-2738108616, présentation en ligne).
Jean Audouze, Thibault Damour, André Brahic, Michel Cassé, Hubert Reeves, Laurent Vigroux et al., Université de tous les savoirs - L'Univers, Odile Jacob, mai 2002, 282 p. (ISBN 978-2-7381-1109-8, présentation en ligne).
Richard S. Lewis, Les Découvertes spatiales, Bordas, 15 avril 1985, 256 p. (présentation en ligne)
Kenneth Gatland, Encyclopédie visuelle de l'exploration de l'espace, Bordas, 1981, 285 p. (présentation en ligne)
Fernand Verger, Isabelle Sourbès-Verger et Raymond Ghirardi, Atlas de géographie de l'espace, Belin, 6 octobre 1997 (présentation en ligne)
Peter Frances et al., Le ciel et l'Univers [« Universe »], Saint-Laurent (Montréal, Québec), Éditions du renouveau pédagogique, coll. « Encyclopédie Universelle », 2006 (ISBN 2-7613-1966-4 et 978-2-7613-1966-9, présentation en ligne)
(en) Ron Miller, Venus, Lerner publishing group, 1^er janvier 2002, 64 p. (ISBN 0-7613-2359-7, présentation en ligne)
(en) Francis Nimmo, « Why does Venus lack a magnetic field? », Geology, vol. 30, n^o 11,‎ novembre 2002, p. 987-990 (résumé)
(en) C. T. Russel, « Planetary Magnetism », Reviews of geophysics and space physics, vol. 18, n^o 1,‎ février 1980, p. 77-106 (lire en ligne)
(en) J.P. Ford, « Potential for observing and discriminating impact craters and comparable volcanic landforms on Magellan radar images », Abstracts for the Venus Geoscience Tutorial and Venus Geologic Mapping Workshop, Lunar and Planetary Institute,‎ 1989, p. 10 (lire en ligne)
(en) J. Laskar, « Chaos in the Solar System », Astronomie et Systèmes Dynamiques, Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides,‎ 5 juin 2003, p. 1-13 (lire en ligne)
(en) Rosaly M. C. Lopes et Tracy K. P. Gregg, Volcanic worlds: exploring the solar system's volcanoes, Springer, 2004, 236 p. (ISBN 3-540-00431-9, lire en ligne).
(en) Suzanne E. Smrekar, Anne Davaille et Christophe Sotin, « Venus Interior Structure and Dynamics », Space Science Reviews, vol. 214,‎ août 2018, p. 88- (DOI 10.1007/s11214-018-0518-1)

Articles connexes

Liens externes

(en) Venus Express
(fr) Caractéristiques de Vénus sur le site de l'IMCCE
(fr) De très nombreuses informations complémentaires à l'article ainsi qu'une carte intéressante situant divers sites géographiques vénusiens.
(fr) Vénus : Deuxième planète tellurique du Système solaire
(fr) La naissance de Vénus par André Cherpillod

Notes et références

Notes

↑ Le faible gradient thermique pourrait être causé, par exemple, par l'absence de plaques tectoniques sur cette planète, limitant le refroidissement du manteau vénusien.
↑ Sens de rotation vu par un observateur situé au-dessus du pôle Nord du Soleil.
↑ Le jour solaire vénusien se calcule comme suit : à partir de la période de révolution de 224,7 j et de la période de rotation sidérale rétrograde de 243,018 j, on obtient : $\mathrm {j_{sol}} =\left({\frac {1}{224{,}7}}+{\frac {1}{243{,}018}}\right)^{-1}=116{,}75\;\mathrm {j}$ .
↑ « Dans le premier scénario, Vénus s'incline de plus en plus jusqu'à se retrouver « la tête en bas » tout en ralentissant ; et dans l'autre, l'obliquité est amenée à zéro et la vitesse de rotation diminue jusqu'à s'annuler puis passe en valeur négative In the first scenario, the axis is tilted towards 180 degrees while its rotation rate slows down, while in the second one, the axis is driven towards 0 degree obliquity and the rotation rate decreases, stops, and increases again in the reverse direction » (Laskar 2003, p. 8).
↑ La rotation de Vénus étant rétrograde, l’inclinaison de son axe est supérieure à 90°. On pourrait dire que son axe est incliné de « -2,64° ».

Références

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[106] Le faible gradient thermique pourrait être causé, par exemple, par l'absence de plaques tectoniques sur cette planète, limitant le refroidissement du manteau vénusien.

[108] Sens de rotation vu par un observateur situé au-dessus du pôle Nord du Soleil.

[110] Le jour solaire vénusien se calcule comme suit : à partir de la période de révolution de 224,7 j et de la période de rotation sidérale rétrograde de 243,018 j, on obtient : $\mathrm {j_{sol}} =\left({\frac {1}{224{,}7}}+{\frac {1}{243{,}018}}\right)^{-1}=116{,}75\;\mathrm {j}$ .

[118] « Dans le premier scénario, Vénus s'incline de plus en plus jusqu'à se retrouver « la tête en bas » tout en ralentissant ; et dans l'autre, l'obliquité est amenée à zéro et la vitesse de rotation diminue jusqu'à s'annuler puis passe en valeur négative In the first scenario, the axis is tilted towards 180 degrees while its rotation rate slows down, while in the second one, the axis is driven towards 0 degree obliquity and the rotation rate decreases, stops, and increases again in the reverse direction » (Laskar 2003, p. 8).

[126] La rotation de Vénus étant rétrograde, l’inclinaison de son axe est supérieure à 90°. On pourrait dire que son axe est incliné de « -2,64° ».

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 [[Fichier:Venuspioneeruv.jpg|gauche|vignette|Structures nuageuses dans l'[[atmosphère de Vénus]], révélées par des observations en [[ultraviolet]].]]
 {{Article détaillé|Atmosphère de Vénus}}
-Vénus possède une [[Atmosphère planétaire|atmosphère]] extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de [[dioxyde de carbone]] (CO<sub>2</sub>) à 96,5 % et d'une faible quantité de [[diazote]] à 3,5 %<ref name="SolarSystemEncyclopedia">{{Ouvrage|prénom1=Fredric W.|nom1=Taylor|titre=Encyclopedia of the Solar System|lieu=Oxford|éditeur=[[Elsevier]] Science & Technology|date=2014|isbn=978-0-12-415845-0|consulté le=12 January 2016|titre chapitre=Venus: Atmosphere|editor1-first=Spohn|editor-last=Breuer|editor2-first=Doris}}</ref>. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de [[dioxyde de soufre]]<ref>Hua C.T., Courtès G. & Nguyen-Huu-Doan, ''Détection de la molécule SO2 dans l'atmosphère de Vénus: The Messenger - ESO 1979'', Compte Rendu de l'Académie des Sciences, 288, Série B, 187.</ref>. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre<ref name=":11">{{Lien web |titre=Venus Fact Sheet |url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |site=nssdc.gsfc.nasa.gov |consulté le=2020-07-16}}</ref> - une pression équivalente à celle ressentie à une profondeur de près de 1 km sous la mer sur Terre. La densité en surface est de 65 kg/m<sup>3</sup>, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer<ref name=":11" />. Cette atmosphère riche en dioxyde de carbone génère le plus fort [[effet de serre]] du [[système solaire]], créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)<ref>{{Lien web |titre=Venus |url=http://burro.cwru.edu/stu/advanced/venus.html |éditeur=[[Case Western Reserve University]] |date=13 September 2006 |consulté le=21 December 2011 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120426064658/http://burro.cwru.edu/stu/advanced/venus.html |archive-date=26 April 2012}}</ref><ref name="venus_filer.case.edu2">{{en}} {{Lien web |auteur=Stuart Robbins |titre=Venus |url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/venus.html |site=http://filer.case.edu |date=14 septembre 2006 |consulté le=9 décembre 2009.}}</ref>. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de [[Mercure (planète)|Mercure]], qui a une température de surface minimale de 53 K (- 220 °C) et maximale de 700 K pour la face exposée au soleil le plus longtemps (427 °C)<ref>{{Ouvrage|prénom1=John S.|nom1=Lewis|titre=Physics and Chemistry of the Solar System|passage=[https://archive.org/details/physicschemistry00lewi_384/page/n477 463]|éditeur=[[Academic Press]]|date=2004|isbn=978-0-12-446744-6|lire en ligne=https://archive.org/details/physicschemistry00lewi_384}}</ref> <ref>{{Article |auteur1=Prockter |prénom1=Louise |titre=Ice in the Solar System |périodique=Johns Hopkins APL Technical Digest |volume=26 |numéro=2 |date=2005 |lire en ligne=https://pdfs.semanticscholar.org/02cc/2fe81ee34f2c70e15c5f1d66244ef69a0e06.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060911205118/http://www.jhuapl.edu/techdigest/td2602/Prockter.pdf |archivedate=September 11, 2006 |consulté le=July 27, 2009 |pages=175–188 }}</ref>, bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'[[irradiance]] solaire de Mercure d'après la [[loi en carré inverse]]<ref name="Institutdemecanique2">{{en}} {{Lien web |titre=Information sheet n° 13 : Clouds and atmosphere of Venus |url=http://www.imcce.fr/vt2004/en/fiches/fiche_n13_eng.html |éditeur=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides |consulté le=15 décembre 2009.}}</ref>.
+Vénus possède une [[Atmosphère planétaire|atmosphère]] extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de [[dioxyde de carbone]] (CO<sub>2</sub>) à 96,5 % et d'une faible quantité de [[diazote]] à 3,5 %<ref name="SolarSystemEncyclopedia">{{Ouvrage|prénom1=Fredric W.|nom1=Taylor|titre=Encyclopedia of the Solar System|lieu=Oxford|éditeur=[[Elsevier]] Science & Technology|date=2014|isbn=978-0-12-415845-0|consulté le=12 January 2016|titre chapitre=Venus: Atmosphere|editor1-first=Spohn|editor-last=Breuer|editor2-first=Doris}}</ref>. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de [[dioxyde de soufre]]<ref>Hua C.T., Courtès G. & Nguyen-Huu-Doan, ''Détection de la molécule SO2 dans l'atmosphère de Vénus: The Messenger - ESO 1979'', Compte Rendu de l'Académie des Sciences, 288, Série B, 187.</ref>. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre<ref name=":11">{{Lien web |titre=Venus Fact Sheet |url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |site=nssdc.gsfc.nasa.gov |consulté le=2020-07-16}}</ref> - une pression équivalente à celle ressentie à une profondeur de près de 1 km sous la mer sur Terre. La densité en surface est de 65 kg/m<sup>3</sup>, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer<ref name=":11" />. Cette atmosphère riche en dioxyde de carbone génère le plus fort [[effet de serre]] du [[système solaire]], créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)<ref>{{Lien web |titre=Venus |url=http://burro.cwru.edu/stu/advanced/venus.html |éditeur=[[Case Western Reserve University]] |date=13 September 2006 |consulté le=21 December 2011 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120426064658/http://burro.cwru.edu/stu/advanced/venus.html |archive-date=26 April 2012}}</ref>{{,}}<ref name="venus_filer.case.edu2">{{en}} {{Lien web |auteur=Stuart Robbins |titre=Venus |url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/venus.html |site=http://filer.case.edu |date=14 septembre 2006 |consulté le=9 décembre 2009.}}</ref>. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de [[Mercure (planète)|Mercure]], qui a une température de surface minimale de 53 K (- 220 °C) et maximale de 700 K pour la face exposée au soleil le plus longtemps (427 °C)<ref>{{Ouvrage|prénom1=John S.|nom1=Lewis|titre=Physics and Chemistry of the Solar System|passage=[https://archive.org/details/physicschemistry00lewi_384/page/n477 463]|éditeur=[[Academic Press]]|date=2004|isbn=978-0-12-446744-6|lire en ligne=https://archive.org/details/physicschemistry00lewi_384}}</ref>{{,}}<ref>{{Article |auteur1=Prockter |prénom1=Louise |titre=Ice in the Solar System |périodique=Johns Hopkins APL Technical Digest |volume=26 |numéro=2 |date=2005 |lire en ligne=https://pdfs.semanticscholar.org/02cc/2fe81ee34f2c70e15c5f1d66244ef69a0e06.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060911205118/http://www.jhuapl.edu/techdigest/td2602/Prockter.pdf |archivedate=September 11, 2006 |consulté le=July 27, 2009 |pages=175–188 }}</ref>, bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'[[irradiance]] solaire de Mercure d'après la [[loi en carré inverse]]<ref name="Institutdemecanique2">{{en}} {{Lien web |titre=Information sheet n° 13 : Clouds and atmosphere of Venus |url=http://www.imcce.fr/vt2004/en/fiches/fiche_n13_eng.html |éditeur=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides |consulté le=15 décembre 2009.}}</ref>.
 Des études ont suggéré qu'il y a des milliards d'années l'atmosphère de Vénus ressemblait à celle entourant la Terre et qu'il pouvait y avoir des quantités importantes d'eau liquide à la surface<ref name="baas39_540">{{Article |auteur1=Grinspoon |prénom1=David H. |auteur2=Bullock |prénom2=M. A. |titre=Searching for Evidence of Past Oceans on Venus |périodique=[[Bulletin of the American Astronomical Society]] |volume=39 |date=October 2007 |bibcode=2007DPS....39.6109G |pages=540 }}</ref>. Cependant, après une période pouvant s'étendre de 600 millions à plusieurs milliards d'années, un effet de serre grandissant a été causé par l'évaporation de cette eau originellement présente et aboutissant finalement au niveau critique actuel de gaz à effet de serre dans l'atmosphère<ref name="Kasting">{{Article |auteur1=Kasting |prénom1=J. F. |titre=Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus |périodique=Icarus |volume=74 |numéro=3 |date=1988 |pmid=11538226 |doi=10.1016/0019-1035(88)90116-9 |bibcode=1988Icar...74..472K |lire en ligne=https://zenodo.org/record/1253896 |pages=472–494 }}</ref>.
-L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée<ref name="LorenzLighting">{{Article |langue=en |auteur1=Lorenz |prénom1=Ralph D. |titre=Lightning detection on Venus: a critical review |périodique=Progress in Earth and Planetary Science |volume=5 |numéro=1 |date=2018-06-20 |issn=2197-4284 |doi=10.1186/s40645-018-0181-x |lire en ligne=https://doi.org/10.1186/s40645-018-0181-x |accessdate=free |pages=34 }}</ref> depuis que les premières suspicions ont été détectées par les [[Programme Venera|sondes Venera]] soviétiques<ref>{{Article |auteur1=Kranopol'skii |prénom1=V. A. |titre=Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites ''Venera 9'' and ''10'' |périodique=Cosmic Research |volume=18 |numéro=3 |date=1980 |bibcode=1980CosRe..18..325K |pages=325–330 }}</ref> <ref name="Russell, Philips">{{Article |auteur1=Russell |prénom1=C. T. |auteur2=Phillips |prénom2=J. L. |titre=The Ashen Light |périodique=[[Advances in Space Research]] |volume=10 |numéro=5 |date=1990 |doi=10.1016/0273-1177(90)90174-X |bibcode=1990AdSpR..10..137R |lire en ligne=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ashen/ |pages=137–141 }}</ref> <ref>{{Lien web |titre=''Venera 12'' Descent Craft |url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1978-086C |série=[[National Space Science Data Center]] |éditeur=NASA |consulté le=10 September 2015}}</ref>. En 2006 et 2007, ''[[Venus Express]]'' a détecté des [[Onde de plasma|ondes de plasma]], signature de la foudre<ref>{{Lien web |langue=en |prénom=Titaina |nom=Gibert |titre=Lumière sur la lumière : la réalité des plasmas |url=http://theconversation.com/lumiere-sur-la-lumiere-la-realite-des-plasmas-102663 |site=The Conversation |consulté le=2020-07-07}}</ref>. Leur apparence intermittente suggère un schéma associé à l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre<ref name="Russell_2007">{{Article |auteur1=Russell |prénom1=C. T. |auteur2=Zhang |prénom2=T. L. |auteur3=Delva |prénom3=M. |auteur4=Magnes |prénom4=W. |titre=Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere |périodique=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=450 |numéro=7170 |date=November 2007 |pmid=18046401 |doi=10.1038/nature05930 |bibcode=2007Natur.450..661R |lire en ligne=http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160304120534/http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf |archivedate=4 March 2016 |consulté le=10 September 2015 |pages=661–662 }}</ref>. Cependant, d'autres instruments n'ont pas du tout détecté la foudre. L'origine de la foudre reste également incertaine.
+L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée<ref name="LorenzLighting">{{Article |langue=en |auteur1=Lorenz |prénom1=Ralph D. |titre=Lightning detection on Venus: a critical review |périodique=Progress in Earth and Planetary Science |volume=5 |numéro=1 |date=2018-06-20 |issn=2197-4284 |doi=10.1186/s40645-018-0181-x |lire en ligne=https://doi.org/10.1186/s40645-018-0181-x |accessdate=free |pages=34 }}</ref> depuis que les premières suspicions ont été détectées par les [[Programme Venera|sondes Venera]] soviétiques<ref>{{Article |auteur1=Kranopol'skii |prénom1=V. A. |titre=Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites ''Venera 9'' and ''10'' |périodique=Cosmic Research |volume=18 |numéro=3 |date=1980 |bibcode=1980CosRe..18..325K |pages=325–330 }}</ref>{{,}}<ref name="Russell, Philips">{{Article |auteur1=Russell |prénom1=C. T. |auteur2=Phillips |prénom2=J. L. |titre=The Ashen Light |périodique=[[Advances in Space Research]] |volume=10 |numéro=5 |date=1990 |doi=10.1016/0273-1177(90)90174-X |bibcode=1990AdSpR..10..137R |lire en ligne=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ashen/ |pages=137–141 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=''Venera 12'' Descent Craft |url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1978-086C |série=[[National Space Science Data Center]] |éditeur=NASA |consulté le=10 September 2015}}</ref>. En 2006 et 2007, ''[[Venus Express]]'' a détecté des [[Onde de plasma|ondes de plasma]], signature de la foudre<ref>{{Lien web |langue=en |prénom=Titaina |nom=Gibert |titre=Lumière sur la lumière : la réalité des plasmas |url=http://theconversation.com/lumiere-sur-la-lumiere-la-realite-des-plasmas-102663 |site=The Conversation |consulté le=2020-07-07}}</ref>. Leur apparence intermittente suggère un schéma associé à l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre<ref name="Russell_2007">{{Article |auteur1=Russell |prénom1=C. T. |auteur2=Zhang |prénom2=T. L. |auteur3=Delva |prénom3=M. |auteur4=Magnes |prénom4=W. |titre=Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere |périodique=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=450 |numéro=7170 |date=November 2007 |pmid=18046401 |doi=10.1038/nature05930 |bibcode=2007Natur.450..661R |lire en ligne=http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160304120534/http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf |archivedate=4 March 2016 |consulté le=10 September 2015 |pages=661–662 }}</ref>. Cependant, d'autres instruments n'ont pas du tout détecté la foudre. L'origine de la foudre reste également incertaine<ref>{{Article |langue=en |prénom1=Ralph D. |nom1=Lorenz |titre=Lightning detection on Venus: a critical review |périodique=Progress in Earth and Planetary Science |volume=5 |numéro=1 |date=2018-06-20 |issn=2197-4284 |doi=10.1186/s40645-018-0181-x |lire en ligne=https://doi.org/10.1186/s40645-018-0181-x |consulté le=2020-07-16 |pages=34 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |titre=NASA - NASA Scientist Confirms Light Show on Venus |url=https://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/venus-20071128.html |site=www.nasa.gov |consulté le=2020-07-16}}</ref>.
-En décembre 2015, et dans une moindre mesure en avril et mai 2016, des chercheurs travaillant sur la mission japonaise ''Akatsuki'' ont observé des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela a été considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes [[Onde de gravité|ondes de gravité]] stationnaires système solaire découvertes à ce jour<ref>{{Article |auteur1=Fukuhara |prénom1=Tetsuya |auteur2=Futaguchi |prénom2=Masahiko |auteur3=Hashimoto |prénom3=George L. |auteur4=Horinouchi |prénom4=Takeshi |titre=Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus |périodique=Nature Geoscience |volume=10 |numéro=2 |date=16 January 2017 |doi=10.1038/ngeo2873 |bibcode=2017NatGe..10...85F |pages=85–88 |display-authors=3 }}</ref> <ref>{{Cite news|date=16 January 2017}}</ref> <ref>{{Cite news|date=16 January 2017}}</ref><ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=Le |nom=Point.fr |titre=Découverte d'une immense onde de gravité atmosphérique sur Vénus |url=https://www.lepoint.fr/astronomie/decouverte-d-une-immense-onde-de-gravite-atmospherique-sur-venus-17-01-2017-2097868_1925.php |site=Le Point |date=2017-01-17 |consulté le=2020-07-07}}</ref>.
+En décembre 2015, et dans une moindre mesure en avril et mai 2016, des chercheurs travaillant sur la mission japonaise ''Akatsuki'' ont observé des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela a été considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes [[Onde de gravité|ondes de gravité]] stationnaires système solaire découvertes à ce jour<ref>{{Article |auteur1=Fukuhara |prénom1=Tetsuya |auteur2=Futaguchi |prénom2=Masahiko |auteur3=Hashimoto |prénom3=George L. |auteur4=Horinouchi |prénom4=Takeshi |titre=Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus |périodique=Nature Geoscience |volume=10 |numéro=2 |date=16 January 2017 |doi=10.1038/ngeo2873 |bibcode=2017NatGe..10...85F |pages=85–88 |display-authors=3 }}</ref>{{,}}<ref>{{Article |langue=en-GB |prénom1=Paul |nom1=Rincon |titre=Venus wave may be Solar System's biggest |périodique=BBC News |date=2017-01-16 |lire en ligne=https://www.bbc.com/news/science-environment-38638067 |consulté le=2020-07-16 }}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=Le |nom=Point.fr |titre=Découverte d'une immense onde de gravité atmosphérique sur Vénus |url=https://www.lepoint.fr/astronomie/decouverte-d-une-immense-onde-de-gravite-atmospherique-sur-venus-17-01-2017-2097868_1925.php |site=Le Point |date=2017-01-17 |consulté le=2020-07-07}}</ref>.
+L’[[Atmosphère planétaire|atmosphère]] vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère<ref name=":3">{{Article |langue=en |prénom1=Dmitrij V. |nom1=Titov |prénom2=Nikolay I. |nom2=Ignatiev |prénom3=Kevin |nom3=McGouldrick |prénom4=Valérie |nom4=Wilquet |titre=Clouds and Hazes of Venus |périodique=Space Science Reviews |volume=214 |numéro=8 |date=2018-11-27 |issn=1572-9672 |doi=10.1007/s11214-018-0552-z |lire en ligne=https://doi.org/10.1007/s11214-018-0552-z |consulté le=2020-07-16 |pages=126 }}</ref>{{,}}<ref>{{Article |prénom1=Seiko |nom1=Takagi |prénom2=Arnaud |nom2=Mahieux |prénom3=Valérie |nom3=Wilquet |prénom4=Séverine |nom4=Robert |titre=An uppermost haze layer above 100 km found over Venus by the SOIR instrument onboard Venus Express |périodique=Earth, Planets and Space |volume=71 |numéro=1 |date=2019-11-21 |issn=1880-5981 |doi=10.1186/s40623-019-1103-x |lire en ligne=https://doi.org/10.1186/s40623-019-1103-x |consulté le=2020-07-16 |pages=124 }}</ref>.
-L’[[Atmosphère planétaire|atmosphère]] vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère.
 ==== Basse atmosphère ====
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 ==== Couche nuageuse ====
 [[Fichier:PIA00072_Venus_Cloud_Patterns_-_colorized_and_filtered.jpg|vignette|Photographie prise par la sonde [[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]] en 1990. Les détails ont été accentués et la teinte bleue vient de l'utilisation d'un filtre violet.]]
-Au-dessus des couches denses de {{CO2}} se trouvent, à entre {{unité|45|km}} et {{unité|70|km}} de la surface<ref name="ESO2">{{Lien web |auteur=ESO |titre=Vénus, la Terre et Mars: Une comparaison |url=http://www.bdl.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages6/717.html |éditeur=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides |année=2004 |consulté le=21 décembre 2009.}}</ref>, des couches de nuages épais d'[[acide sulfurique]] sous forme de gouttelettes, formé de [[dioxyde de soufre]] et d'[[eau]] (à l'état solide comme gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique<ref name="Institutdemecanique2" />. De plus, l'atmosphère contient environ 1% de [[Chlorure de fer(III)|chlorure ferrique]]<ref name="kras006">{{Article |auteur1=Krasnopolsky |prénom1=V. A. |auteur2=Parshev |prénom2=V. A. |titre=Chemical composition of the atmosphere of Venus |périodique=Nature |volume=292 |numéro=5824 |date=1981 |doi=10.1038/292610a0 |bibcode=1981Natur.292..610K |pages=610–613 }}</ref> <ref>{{Article |auteur1=Krasnopolsky |prénom1=Vladimir A. |titre=Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems |périodique=[[Planetary and Space Science]] |volume=54 |numéro=13–14 |date=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.04.019 |bibcode=2006P&SS...54.1352K |pages=1352–1359 }}</ref>. D'autres constituants possibles pour la composition de ces nuages sont le [[Sulfate de fer(III)|sulfate de fer]], le [[chlorure d'aluminium]] et le [[pentoxyde de phosphore]]. Ces nuages réfléchissent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace, empêchent l'observation visuelle de la surface de Vénus<ref>{{Lien web |langue=en-US |prénom=Matt |nom=Williams |titre=The Planet Venus |url=https://www.universetoday.com/14069/venus/ |site=Universe Today |date=2015-07-26 |consulté le=2020-07-16}}</ref>. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre<ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=Xavier |nom=Demeersman |titre=Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ? |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/venus-venus-brille-t-elle-autant-66063/ |site=Futura |consulté le=2020-07-16}}</ref>. Cette couverture nuageuse permanente signifie que bien que Vénus soit plus proche que la Terre du Soleil, elle reçoit moins de [[Rayonnement solaire|lumière solaire]] au sol car seulement 5 % des rayons y parviennent<ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=la rédaction de |nom=Futura |titre=Vénus |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/definitions/astronomie-venus-421/ |site=Futura |consulté le=2020-07-16}}</ref>.
+Au-dessus des couches denses de {{CO2}} se trouvent, à entre {{unité|45|km}} et {{unité|70|km}} de la surface<ref name="ESO2">{{Lien web |auteur=ESO |titre=Vénus, la Terre et Mars: Une comparaison |url=http://www.bdl.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages6/717.html |éditeur=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides |année=2004 |consulté le=21 décembre 2009.}}</ref>, des couches de nuages épais d'[[acide sulfurique]] sous forme de gouttelettes, formé de [[dioxyde de soufre]] et d'[[eau]] (à l'état solide comme gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique<ref name="Institutdemecanique2" />. De plus, l'atmosphère contient environ 1% de [[Chlorure de fer(III)|chlorure ferrique]]<ref name="kras006">{{Article |auteur1=Krasnopolsky |prénom1=V. A. |auteur2=Parshev |prénom2=V. A. |titre=Chemical composition of the atmosphere of Venus |périodique=Nature |volume=292 |numéro=5824 |date=1981 |doi=10.1038/292610a0 |bibcode=1981Natur.292..610K |pages=610–613 }}</ref>{{,}}<ref>{{Article |auteur1=Krasnopolsky |prénom1=Vladimir A. |titre=Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems |périodique=[[Planetary and Space Science]] |volume=54 |numéro=13–14 |date=2006 |doi=10.1016/j.pss.2006.04.019 |bibcode=2006P&SS...54.1352K |pages=1352–1359 }}</ref>. D'autres constituants possibles pour la composition de ces nuages sont le [[Sulfate de fer(III)|sulfate de fer]], le [[chlorure d'aluminium]] et le [[pentoxyde de phosphore]]. Ces nuages réfléchissent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace, empêchent l'observation visuelle de la surface de Vénus<ref>{{Lien web |langue=en-US |prénom=Matt |nom=Williams |titre=The Planet Venus |url=https://www.universetoday.com/14069/venus/ |site=Universe Today |date=2015-07-26 |consulté le=2020-07-16}}</ref>. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre<ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=Xavier |nom=Demeersman |titre=Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ? |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/venus-venus-brille-t-elle-autant-66063/ |site=Futura |consulté le=2020-07-16}}</ref>. Cette couverture nuageuse permanente signifie que bien que Vénus soit plus proche que la Terre du Soleil, elle reçoit moins de [[Rayonnement solaire|lumière solaire]] au sol car seulement 5 % des rayons y parviennent<ref>{{Lien web |langue=fr |prénom=la rédaction de |nom=Futura |titre=Vénus |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/definitions/astronomie-venus-421/ |site=Futura |consulté le=2020-07-16}}</ref>.
-Cette couche se subdivise en trois sous-couches :
+Cette couche se subdivise en trois sous-couches<ref name=":3" /> :
 * la couche inférieure ou basse atmosphère, de {{unité/2|31|km|à=51}}. De {{unité/2|31|km|à=48}} 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 le soufre qu'ils contiennent ;
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 Les forts vents de plus de 300 km/h qui animent les plus haut nuages font le tour de Vénus en quatre à cinq jours terrestres<ref>{{Article |auteur1=W. B. Rossow |auteur2=A. D. del Genio |auteur3=T. Eichler |titre=Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images |périodique=[[Journal of the Atmospheric Sciences]] |volume=47 |numéro=17 |date=1990 |issn=1520-0469 |doi=10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 |bibcode=1990JAtS...47.2053R |accessdate=free |pages=2053–2084 }}</ref>. Ainsi, ces vents se déplacent jusqu'à 60 fois la vitesse de sa rotation de la planète, tandis que les vents les plus rapides de la Terre n'ont qu'une vitesse de rotation de 10 à 20%<ref name="science328">{{Article |auteur1=Normile, Dennis |titre=Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion |périodique=Science |volume=328 |numéro=5979 |date=7 May 2010 |pmid=20448159 |doi=10.1126/science.328.5979.677-a |bibcode=2010Sci...328..677N |pages=677 }}</ref> de la vitesse de rotation terrestre.
-Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient actuellement plus accueillantes pour aucune vie semblable à celle présente sur Terre qui aurait pu se former lorsque la planète possédait de l'eau liquide, il existe des spéculations sur la possibilité que la vie existe dans les couches supérieures des nuages de Vénus où les températures varient entre 303 et 353 K (30 et 80 °C), même si l'environnement y est acide<ref>{{Lien web |auteur=Mullen |prénom=Leslie |titre=Venusian Cloud Colonies |url=http://www.astrobio.net/news-exclusive/venusian-cloud-colonies/ |série=Astrobiology Magazine |date=13 November 2002 |archive-url=https://web.archive.org/web/20140816070045/http://www.astrobio.net/news-exclusive/venusian-cloud-colonies/ |archive-date=16 August 2014}}</ref> <ref>{{Article |auteur1=Landis |prénom1=Geoffrey A. |titre=Astrobiology: The Case for Venus |périodique=Journal of the British Interplanetary Society |volume=56 |numéro=7–8 |date=July 2003 |bibcode=2003JBIS...56..250L |lire en ligne=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110807004311/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archivedate=7 August 2011 |pages=250–254 |id=NASA/TM—2003-212310 }}</ref> <ref name="Cockell1999">{{Article |auteur1=Cockell |prénom1=Charles S. |titre=Life on Venus |périodique=[[Planetary and Space Science]] |volume=47 |numéro=12 |date=December 1999 |doi=10.1016/S0032-0633(99)00036-7 |bibcode=1999P&SS...47.1487C |pages=1487–1501 }}</ref>.
+Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient actuellement plus accueillantes pour aucune vie semblable à celle présente sur Terre qui aurait pu se former lorsque la planète possédait de l'eau liquide, il existe des spéculations sur la possibilité que la vie existe dans les couches supérieures des nuages de Vénus où les températures varient entre 303 et 353 K (30 et 80 °C), même si l'environnement y est acide<ref>{{Lien web |auteur=Mullen |prénom=Leslie |titre=Venusian Cloud Colonies |url=http://www.astrobio.net/news-exclusive/venusian-cloud-colonies/ |série=Astrobiology Magazine |date=13 November 2002 |archive-url=https://web.archive.org/web/20140816070045/http://www.astrobio.net/news-exclusive/venusian-cloud-colonies/ |archive-date=16 August 2014}}</ref>{{,}}<ref>{{Article |auteur1=Landis |prénom1=Geoffrey A. |titre=Astrobiology: The Case for Venus |périodique=Journal of the British Interplanetary Society |volume=56 |numéro=7–8 |date=July 2003 |bibcode=2003JBIS...56..250L |lire en ligne=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110807004311/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archivedate=7 August 2011 |pages=250–254 |id=NASA/TM—2003-212310 }}</ref>{{,}}<ref name="Cockell1999">{{Article |auteur1=Cockell |prénom1=Charles S. |titre=Life on Venus |périodique=[[Planetary and Space Science]] |volume=47 |numéro=12 |date=December 1999 |doi=10.1016/S0032-0633(99)00036-7 |bibcode=1999P&SS...47.1487C |pages=1487–1501 }}</ref>.
 Bien que Vénus n'ait pas de saisons en tant que telles, les [[astronomes]] ont identifié en 2019 une variation cyclique de l'absorption du Soleil par l'atmosphère, probablement causée par des particules opaques en suspension dans les nuages supérieurs. La variation provoque des changements observés dans la vitesse des vents de Vénus, et semble augmenter et diminuer avec le [[Cycle solaire|cycle de taches solaires]] du Soleil s'écoulant sur 11 ans<ref name="TAJ-20190826">{{Article |auteur1=Lee, Yeon Joo |titre=Long-term Variations of Venus's 365 nm Albedo Observed by Venus Express, Akatsuki, MESSENGER, and the Hubble Space Telescope |périodique=[[The Astronomical Journal]] |volume=158 |numéro=3 |date=26 August 2019 |doi=10.3847/1538-3881/ab3120 |accessdate=free |pages=126–152 |display-authors=et al. }}</ref>.
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 La haute atmosphère se situe entre {{unité/2|68|km|et=90}} d’altitude. Elle est principalement composée de [[dioxyde de carbone]], qui y est majoritaire à plus de 96 %, le reste étant principalement du diazote (~3,5 %). Il s'y trouve aussi des traces de [[monoxyde de carbone]]<ref name="Institutdemecanique2" />.
-En 2007, ''Venus Express a'' découvert qu'un [[Vortex polaire|vortex atmosphérique]] double existe au pôle sud<ref>{{Article |auteur1=Hand |prénom1=Eric |titre=European mission reports from Venus |périodique=Nature |numéro=450 |date=November 2007 |doi=10.1038/news.2007.297 |pages=633–660 }}</ref> <ref>{{Article |langue=en-GB |auteur1= |titre=Venus offers Earth climate clues |périodique=BBC NEWS |date=2007-11-28 |issn= |lire en ligne=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7117303.stm |consulté le=2020-07-09 |pages= }}</ref>''.Venus Express a'' également découvert, en 2011, qu'une [[Ozone|couche]] d'[[ozone]] existait dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus<ref name="esaozone">{{Lien web |titre=ESA finds that Venus has an ozone layer too |url=http://www.esa.int/esaCP/SEMU3N9U7TG_Life_0.html |éditeur=European Space Agency |date=6 October 2011 |consulté le=25 December 2011}}</ref>. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune [[stratosphère]]<ref name="venus_filer.case.edu2" />. En janvier 2013, l'[[Agence spatiale européenne|ESA]] rapporte que la [[ionosphère]] de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à queue d'une [[comète]]<ref name="ESA-20130129">{{Lien web |titre=When A Planet Behaves Like A Comet |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet |éditeur=European Space Agency |date=29 January 2013 |consulté le=31 January 2013}}</ref> <ref name="Space-20130130">{{Lien web |auteur=Kramer |prénom=Miriam |titre=Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere |url=http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html |série=[[Space.com]] |date=30 January 2013 |consulté le=31 January 2013}}</ref>.
+En 2007, ''Venus Express a'' découvert qu'un [[Vortex polaire|vortex atmosphérique]] double existe au pôle sud<ref>{{Article |auteur1=Hand |prénom1=Eric |titre=European mission reports from Venus |périodique=Nature |numéro=450 |date=November 2007 |doi=10.1038/news.2007.297 |pages=633–660 }}</ref>{{,}}<ref>{{Article |langue=en-GB |auteur1= |titre=Venus offers Earth climate clues |périodique=BBC NEWS |date=2007-11-28 |issn= |lire en ligne=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7117303.stm |consulté le=2020-07-09 |pages= }}</ref>''.Venus Express a'' également découvert, en 2011, qu'une [[Ozone|couche]] d'[[ozone]] existait dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus<ref name="esaozone">{{Lien web |titre=ESA finds that Venus has an ozone layer too |url=http://www.esa.int/esaCP/SEMU3N9U7TG_Life_0.html |éditeur=European Space Agency |date=6 October 2011 |consulté le=25 December 2011}}</ref>. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune [[stratosphère]]<ref name="venus_filer.case.edu2" />. En janvier 2013, l'[[Agence spatiale européenne|ESA]] rapporte que la [[ionosphère]] de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à queue d'une [[comète]]<ref name="ESA-20130129">{{Lien web |titre=When A Planet Behaves Like A Comet |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet |éditeur=European Space Agency |date=29 January 2013 |consulté le=31 January 2013}}</ref>{{,}}<ref name="Space-20130130">{{Lien web |auteur=Kramer |prénom=Miriam |titre=Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere |url=http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html |série=[[Space.com]] |date=30 January 2013 |consulté le=31 January 2013}}</ref>.
 {{Multiple image|align=center|direction=horizontal|header=Composition comparée des atmosphères de la Terre et de Vénus|footer=Couleur verte - vapeur d'eau, rouge - dioxyde de carbone, les autres couleurs représentent d'autres gaz. Les [[longueur d'onde]] sont décroissantes de gauche à droite).|width1=380|image1=Synthetic atmosphere absorption spectrum.gif|alt1=L'atmosphère de la Terre est représentée par une série de pointes colorées. Le vert de l'eau domine, tandis que le rouge du dioxyde de carbone s'agglomère près du côté gauche.|caption1=Spectre d'absorption d'un mélange gazeux simple correspondant à [[atmosphère terrestre]].|width2=400|image2=Synthetic Venus atmosphere absorption spectrum.gif|alt2=L'atmosphère de Vénus est représentée sur le même graphique. Ici, le rouge du dioxyde de carbone est très dominant, mais le vert de l'eau et le violet du monoxyde de carbone sont présents.|caption2=La composition de l'[[atmosphère de Vénus]] basée sur les données de [[HITRAN]] <ref name=HITRAN>{{cite web |url=http://www.cfa.harvard.edu/hitran/ |title=The HITRAN Database |publisher=Atomic and Molecular Physics Division, [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] |accessdate=8 août 2012 |quote=HITRAN is a compilation of spectroscopic parameters that a variety of computer codes use to predict and simulate the transmission and emission of light in the atmosphere. }}</ref> créé à l'aide de HITRAN sur le système Web.<ref name=hitraniaoru>{{{\cite web |url=http://hitran.iao.ru/ |title=HITRAN on the Web Information System |publisher=[[V.E. Zuev Institute of Atmospheric Optics]]] |accessdate=16/07/2020}}</ref>}}

v · m Vénus
Généralités	Atmosphère Quadrangles Géologie (liste) Volcanisme sur Vénus Farrum Arachnoïde Terrae Cratères Undae
Régions	Alpha Regio Atla Regio Aphrodite Terra Bereghinya Planitia Beta Regio Eistla Regio Guinevere Planitia Ishtar Terra Lada Terra Lakshmi Planum Ovda Regio Région de Phœbé Sedna Planitia Snegurochka Planitia Thetis Regio
Tesserae	Atropos Clotho Fortuna Itzpapalotl Laima Moira
Montagnes (*)	Abeona Akna Ciuacoatl Danu Freyja Maxwell Skadi
Volcans	Anala Colette Gula Irnini Maat Ozza Sacajawea Sapas Sappho Siddons Sif Theia Ushas
Coronae	A B C D E F G H I J K L M N O P Q R S T U V W X Y Z
Autres	Artemis Chasma Vallée d'Anouket Baltis Vallis Bayara Vallis Carmenta Farra Cratère Cléopâtre Ganis Chasma Seoritsu Farra
Exploration	Liste des objets artificiels sur Vénus Programme Venera Programme Vega Pioneer Venus Magellan Venus Express
Articles liés	Astéroïde cythérocroiseur Vie sur Vénus Colonisation de Vénus Vénus dans la fiction Éosphoros et Hespéros Phases de Vénus Terraformation de Vénus Transit de Vénus Lumière cendrée de Vénus
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