« 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].

Judaïsme

Article détaillé : Hillel (homonymie).

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.

Caractéristiques physiques

Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du système solaire, ce qui signifie qu'elle possède un corps rocheux comme la Terre. Elle est similaire à la Terre en taille et en masse, et est souvent décrite comme la «sœur» ou «jumelle» de la Terre^[45]^,^[46]. Son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %^[47]. 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^[48]. Vénus est notamment la planète la plus chaude du Système solaire^[49]. Les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète.

Atmosphère

Composition

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 %^[50]. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre^[51]. 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^[52] - 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^[52]. 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)^[53]^,^[54]. 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)^[55]^,^[56], 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^[57].

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^[58]. 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^[59].

La foudre

L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée^[60] depuis les premières hypothèses du Programme Venera soviétique^[61]^,^[62]^,^[63].

En 2006 et 2007, Venus Express a détecté des ondes de plasma, signature de la foudre^[64]. Leur apparition intermittente suggère une association avec l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre^[65]. Cependant, d'autres instruments n'ont pas détecté de foudre.

L'origine de la foudre reste également incertaine^[66]^,^[67].

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 du système solaire découvertes à ce jour^[68]^,^[69]^,^[70].

Les trois couches

L'atmosphère vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère^[71]^,^[72].

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^[73]. Le dioxyde de carbone y domine largement, le gaz secondaire étant l'azote. Tous les autres sont des constituants mineurs (~300 ppm en tout)^[74].

Composition de la basse atmosphère de Vénus
Élément ou molécule^[74]	Pourcentage dans la basse atmosphère (en dessous des nuages)^[74]
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 les hémisphères éclairé et obscur malgré la rotation extrêmement lente de la planète^[75]. Les vents de 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, à elle seule rendrait difficile le déplacement d'un être humain^[76].

Couche nuageuse

Au-dessus des couches denses de CO₂ se trouvent, entre 45 km et 70 km de la surface^[77], des couches de nuages épais d'acide sulfurique sous forme de gouttelettes, formé de dioxyde de soufre et d'eau (état solide et gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique^[57].

L'atmosphère contient aussi environ 1% de chlorure ferrique^[78]^,^[79].

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^[80]. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre^[81]. 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^[82].

Cette couche se subdivise en trois sous-couches^[71] :

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^[83]. 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 vents violents de plus de 300 km/h qui entraînent les plus hauts nuages font le tour de Vénus en quatre à cinq jours terrestres^[84]. Ces vents se déplacent jusqu'à soixante fois la vitesse de la rotation de la planète (par comparaison, les vents les plus rapides de la Terre n'ont qu'une vitesse de rotation de 10 à 20% de la vitesse de rotation terrestre)^[85].

Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient pas propices à la vie, certains spéculent sur la possibilité de vie dans les couches supérieures des nuages de Vénus (où les températures varient entre 30 et 80 °C, ou 303 et 353 °K), malgré un environnement acide^[86]^,^[87]^,^[88].

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 rayonnement solaire 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 onze ans^[89].

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 %). On trouve aussi des traces de monoxyde de carbone^[57].

En 2007, Venus Express a découvert l'existence d'un vortex atmosphérique double au pôle sud^[90]^,^[91].

En 2011, Venus Express a également découvert l'existence d'une couche d'ozone dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus^[92]. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune stratosphère^[54].

En janvier 2013, l'ESA rapporte que l'ionosphère de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à celle de la queue d'une comète^[93]^,^[94].

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 ^[95] créé à l'aide de HITRAN sur le système Web^[96]

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).

Géographie

Article détaillé : Liste des formations géologiques de Vénus.

La surface vénusienne a fait l'objet de spéculations, du fait de ses épais nuages renvoyant la lumière visible, jusqu'à ce que l'envoi de sonde spatiales ne permette de l'étudier. Les missions Venera en 1975 et 1982 ont renvoyé des images d'une surface couverte de sédiments et de roches relativement anguleuses^[97]. La surface a été cartographiée en détail par Magellan en 1990–91^[98]^[99]. Le sol montre des signes de volcanisme important, et le soufre relevé dans l'atmosphère semble indiquer des éruptions récentes^[100] ^[101].

Fichier:Topographic Globe of Venus.gif

Globe topographique de Vénus (images radar de Magellan).

Vénus ayant un aplatissement nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut 6 051,8 km. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente^[102]. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes plaines sans grand relief^[102]. Baptisées planitiae en géomorphologie planétaire, les principales d'entre elles sont Atalanta Planitia, Guinevere Planitia ou encore Lavinia Planitia. Elles sont parsemées de cratères^[103]. 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 10% de plaines restantes sont lisses ou lobées^[104].

Les plateaux (aussi appelés Hautes Terres "Highlands"), reliefs élevés parfois comparés aux continents terrestres^[105], représentent ainsi moins de 15 % de la surface de la planète (contrairement aux 30% de surface occupées par des continents sur Terre)^[105]. Deux sont particulièrement remarquables par leurs dimensions, l'un se trouvant dans l'hémisphère nord de la planète et l'autre juste au sud de l'équateur :

Le continent nord, près des régions polaires, est appelé Ishtar Terra d'après Ishtar la déesse babylonienne de l'amour. Ses dimensions de 3 700 × 1 500 km sont un peu supérieures à celles de l'Australie^[106]. 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^[107], puis l'immense Fortuna Tessera qui est une région de terrains typiquement vénusiens ;
Le continent sud est appelé Aphrodite Terra, après la déesse grecque de l'amour. Il est trois fois plus étendu que le précédent, ayant une superficie similaire à celle de l'Amérique du Sud^[106]. Ses reliefs y sont cependant moins élevés, présentant un réseau 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. Avec l'Ovda Regio et les Maxwell Montes, du nom de James Clerk Maxwell, ce sont les seules caractéristiques de la surface vénusienne à être nommées d'après un nom masculin, avant l'adoption du système actuel par l'Union astronomique internationale^[108]. La nomenclature planétaire actuelle est de nommer les caractéristiques vénusiennes d'après des femmes historiques et mythologiques^[109].

La planète a peu de cratères d'impact, ce qui montre que la surface est relativement jeune, vieille d'environ 300 à 600 millions d'années^[110] ^[111]. Vénus possède des caractéristiques de surface uniques en plus des cratères d'impact, des montagnes et des vallées que l'on trouve couramment sur les planètes rocheuses. Parmi ceux-ci se trouvent des éléments volcaniques à sommet plat appelés "farra", ressemblants à des pancakes, et dont le diamètre varie de 20 à 50 km et la hauteur de 100 à 1000 mètres. On y trouve aussi des fractures concentriques ressemblant à des toiles d'araignées appelées « arachnoïdes » et des anneaux de fractures parfois entourés d'une dépression, nommées « coronae ». Ces caractéristiques sont d'origine volcanique^[112].

La longitude des caractéristiques physiques de Vénus est exprimée par rapport à son méridien principal. Celui-ci était à l'origine défini comme traversant une tache lumineuse appelée Eve, située au sud d'Alpha Regio^[113]. Une fois les missions Venera terminées, le méridien principal a été redéfini pour passer par le pic central du cratère Ariadne^[114] ^[108].

La température de surface de Vénus varie peu selon les latitudes et longitudes (elle est isotherme). La température est constante non seulement entre les deux hémisphères mais aussi entre l'équateur et les pôles^[115] ^[116]. L'inclinaison de l'axe très faible de Vénus - moins de 3°, contre 23° sur Terre - minimise également les variations saisonnières de température^[117]. Ainsi, l'altitude est donc l'un des rares facteurs qui puisse affecter la température vénusienne. Le point culminant de Vénus, Maxwell Montes, est le point le plus froid de Vénus, avec une température d'environ 655 K (380 °C) et une pression atmosphérique de 4.5 MPa (45 bar)^[118] ^[119].

En 1995, la sonde spatiale Magellan a pris en image une substance très réfléchissante au sommet des plus hauts sommet montagneux, ressemblant à la neige qu'on trouve aux sommets des montages terrestres^[120]. Cette substance s'est probablement formée à partir d'un processus similaire à la neige, bien que celui-ci se déroule à une température beaucoup plus élevée. Trop volatile pour se condenser à la surface de la planète, elle se serait ainsi élevée sous forme gazeuse à des altitudes plus élevées pour finalement y précipiter du fait des températures moins élevées. La composition de cette substance n'est pas connue avec certitude, mais il est supposé qu'elle puisse être du tellure ou du galène (sulfure de plomb)^[121].

Géologie de surface

Articles détaillés : Géologie de Vénus et Volcanisme sur Vénus.

Une grande partie de la surface vénusienne semble avoir été façonnée par l'activité volcanique. Vénus compte beaucoup plus de volcans que la Terre, dont 167 grands volcans de plus de 100 km de diamètre tandis que seul complexe volcanique terrestre ayant au moins ce diamètre est la grande île d'Hawaï^[112]. Ceci n'est pas la conséquence d'une plus grande activité volcanique sur Vénus, mais surtout de l'ancienneté de sa croûte. La croûte océanique, sur Terre, est continuellement recyclée par subduction aux limites des plaques tectoniques et a une moyenne d'âge d'environ 100 millions d'années^[122] tandis que la surface vénusienne est estimée à 300–600 millions d'années^[110] .

Plusieurs éléments indiquent une activité volcanique en cours sur Vénus. Les concentrations de dioxyde de soufre dans l'atmosphère ont diminué d'un facteur 10 entre 1978 et 1986 puis ont bondi en 2006 avant de, de nouveau, diminuer d'un facteur 10 entre 2006 et 2012^[123]. Cela peut signifier que les niveaux avaient augmenté suite à de grandes éruptions volcaniques^[124] ^[125]. Il reste ainsi sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de lave en fusion au sol^[126]. Il a également été suggéré que la foudre vénusienne pourrait provenir de l'activité volcanique, et donc être de la foudre volcanique. En janvier 2020, les astronomes ont rapporté des preuves suggérant que Vénus était actuellement volcaniquement active^[127].

En 2008 et 2009, la première preuve directe d'un volcanisme en cours a été observée par Venus Express, sous la forme de quatre points chauds infrarouges localisés dans la zone de rift Ganis Chasma^[128], près du volcan bouclier Maat Mons culminant à 8 km. Trois des taches ont été observées lors de plusieurs orbites successives. Les géologues pensent ainsi que ces taches représentent de la lave fraîchement libérée par des éruptions volcaniques^[129] ^[130]. Les températures réelles ne sont pas connues, car la taille des points chauds n'a pas pu être mesurée, mais devait être contenue dans un intervale de 800 à 1100 K (527 à 980°C) tandis que la température normale est évaluée à 740 K (467 °C)^[131].

D'autres Montes sont remarquables, avec par exemple le volcan bouclier Gula Mons atteignant une altitude de 3 000 m dans l'ouest d'Eistla Regio ou encore Theia Mons et Rhea Mons dans la Beta Regio. Séparés de 800 km, ces deux derniers ont été formés par le panache du manteau lors de l'apparition de Devana Chasma^[132].

Les sondes soviétiques Venera 15 et Venera 16 ont répertorié des cratères d'impact à la surface de Vénus^[133]. Il en existe près d'un millier, ceux-ci étant répartis uniformément sur la planète. Sur d'autres corps cratérisés, comme la Terre et la Lune, les cratères montrent une gamme d'états de dégradation. Sur la Lune, la dégradation est causée par des impacts ultérieurs, tandis que sur Terre, elle est causée par l'érosion éolienne et pluviale. Cependant, sur Vénus, environ 85% des cratères sont en parfait état. Le nombre de cratères, ainsi que leur état préservé, indique que la planète a subi un événement de resurfaçage global (c'est-à-dire le renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 à 600 millions d'années^[110] ^[111] suivi d'une décroissance du volcanisme^[134]. Aussi, alors que la croûte terrestre est en mouvement continu, Vénus serait incapable de soutenir un tel processus. Sans tectonique des plaques pour dissiper la chaleur de son manteau, Vénus subit plutôt un processus cyclique dans lequel les températures du manteau augmentent jusqu'à atteindre un niveau critique qui affaiblit la croûte. Puis, sur une période d'environ 100 millions d'années, la subduction se produit à grande échelle, recyclant complètement la croûte^[112].

Les cratères vénusiens ont un diamètre pouvant aller de 3 à 280 km. Aucun cratère n'est plus petit que 3 km, en raison de l'atmosphère dense de la planète : les objets n'ayant pas suffisamment d'énergie cinétique sont tellement ralentis par l'atmosphère qu'ils ne créent pas de cratère d'impact^[135]. Ainsi les projectiles entrants ayant un diamètre inférieur à 50 mètres se fragmenteront avant d'atteindre le sol^[136].

Structure interne

Sans données sismiques ou connaissance de son moment d'inertie, peu d'informations directes sont disponibles sur la structure interne et la géochimie de Vénus^[137]. Cependant, Vénus ressemblant 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 : un noyau, un manteau et une croûte^[138]^,^[139]^,^[140]^,^[141].

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^[140] 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.

Manteau

Vénus possèderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète^[142], 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^[143].

Noyau

Comme celui de la Terre, le noyau vénusien est au moins partiellement liquide car les deux planètes se sont refroidies à peu près au même rythme^[144]. La taille légèrement plus petite de Vénus signifie que les pressions sont inférieures d'environ 24% dans son noyau par rapport à celles régnant le noyau terrestre^[145]. La principale différence entre les deux planètes est le manque de preuves d'une tectonique des plaques sur Vénus, peut-être parce que sa croûte est trop dure pour qu'il y ait une subduction sans eau pour la rendre moins visqueuse. Il en résulte que la perte de chaleur est réduite sur la planète, l'empêchant de se refroidir. Cela fournit une explication à son absence de champ magnétique interne^[146]. A la place, Vénus pourrait surtout réduire sa chaleur interne lors d'événements de resurfaçage majeurs^[110].

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^[142]. Mais cela reste spéculatif 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 le très faible champ magnétique.

Champ magnétique

En 1967, Venera a découvert que le champ magnétique de Vénus était beaucoup plus faible que celui de la Terre^[147]^,^[148] . Ce champ magnétique est créé par une interaction entre la ionosphère et le vent solaire^[149] plutôt que par un effet dynamo interne comme dans le noyau terrestre^[150]^[151]. La magnétosphère presque inexistante de Vénus offre une protection négligeable de l'atmosphère contre le rayonnement cosmique. Il traîne dans le sillage de ce champ une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde SoHO en 1997.

L'absence d'un champ magnétique intrinsèque à Vénus fut surprenant au moment de cette découverte, la grande similarité de la planète avec la Terre laissant présager un effet dynamo dans son noyau. Pour qu'il y ait une dynamo, il est nécessaire qu'il y ait présence d'un liquide conducteur, d'une rotation et d'une convection. On pense que le noyau est électriquement conducteur et, bien qu'elle soit très lente, les simulations montrent que la rotation de Vénus est suffisante pour produire une dynamo^[152] ^[153]. Cela implique qu'il manque une convection dans le noyau de Vénus pour faire apparaître la dynamo^[154].

Sur Terre, la convection se produit dans la couche externe liquide du noyau car le bas de la couche liquide est beaucoup plus élevé en température que le haut. Sur Vénus, un des événements de resurfaçage global peut avoir arrêté la tectonique des plaques et conduit à une baisse flux de chaleur à travers la croûte. Ce plus faible gradient thermique entraînerait une augmentation de la température du manteau, réduisant ainsi le flux de chaleur hors du noyau^[147]. En conséquence, aucune convection n'est réalisée pour entraîner un champ magnétique. Au lieu de cela, la chaleur du noyau est utilisée pour réchauffer la croûte^[155].

D'autres possibilités sont que Vénus n'ait pas de noyau interne solide, 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^[156], ou que son noyau ne se refroidisse pas, de sorte que toute la partie liquide du noyau est à peu près à la même température, empêchant une nouvelle fois toute convection. Une autre possibilité est que son noyau s'est déjà complètement solidifié. L'état du noyau dépend fortement de sa concentration de soufre, qui est actuellement inconnue et empêche donc de lever les incertitudes^[155]. Malgré son faible champ magnétique, des aurores ont été observées^[157].

La faible magnétosphère autour de Vénus signifie que le vent solaire interagit directement avec les couches supérieures de son atmosphère. À cet endroit, des ions hydrogène et oxygène sont créés par la dissociation de molécules neutres par le rayonnement ultraviolet. Le vent solaire fournit alors une énergie suffisante pour que certains de atteignent une vitesse permettant d'échapper au champ de gravité de Vénus. Ce processus d'érosion entraîne une perte constante d'ions de faible masse (hydrogène, hélium et oxygène) dans l'atmosphère, tandis que les molécules de masse plus élevée, telles que le dioxyde de carbone, sont plus susceptibles d'être retenues. L'érosion atmosphérique par le vent solaire a probablement entraîné la perte de la plupart de l'eau de Vénus au cours du premier milliard d'années après sa formation^[158]. L'érosion a également augmenté la proportion de l'isotope deutérium par rapport à l'hydrogène protium sans neutron (donc de masse inférieure et plus facilement emporté), aboutissant à un ratio de deutérieum sur protium dans l'atmosphère supérieur à 100 fois au reste du système solaire^[159].

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^[a]. 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^[160].

Cette rotation rétrograde très lente 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)^[b], alors que le jour sidéral est de 243,023 jours terrestres^[161].

On a donc un peu moins de deux jours solaires complets pendant la durée d'une année vénusienne. Les journées et les nuits vénusiennes s'étendent 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^[162].

Origine de la rotation rétrograde

Les causes de la rotation rétrograde de Vénus sont encore mal comprises. L'explication la plus souvent avancée est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes du Système solaire^[163]^,^[164]^,^[165].

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^[166]^,^[167]. 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^[c].

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. Cette révolution synodique de Vénus (vue de la Terre) fait 584 jours^[74] (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)^[168] avec une magnitude apparente variant entre -4,6 et -4,7^[74], et un diamètre apparent compris entre 9,7 et 66 secondes d'arc^[74]. Il est possible, à certaines périodes de l'année, d'apercevoir la planète en plein jour^[169]. 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^[74].

On peut observer, comme avec la Lune, des phases de la planète selon leur moment d'apparition dans l'année^[169]. 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^[170].

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^[171]. Les deux planètes sont semblables, autant par les aspects physiques qu'orbitaux :

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^[74]	Terre^[74]	Rapport Vénus/Terre^[74]
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

Certains spécialistes ont longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très similaire à la Terre et peut-être même abriter la vie. Certaines études émettent l'hypothèse qu'il y a quelques milliards d'années, Vénus aurait été bien plus semblable à la Terre qu'elle ne l'est actuellement^[172]. Il y aurait eu probablement des quantités importantes d'eau à sa surface. Cette eau se serait évaporée à la suite d'un important effet de serre^[173].

Comparaison de caractéristiques physiques des planètes telluriques du Système solaire
Planète	Rayon équatorial	Masse	Gravité	Inclinaison de l’axe
Mercure^[174]	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^[74]	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°^[d]
Terre^[175]	6 378,137 km	e24/5.97245,972 4 × 10²⁴ kg	9,780 m/s² (0,997 32 g)	23,44°
Mars^[176]	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)^[177].

Vénus possède un autre quasi-satellite : (322756) 2001 CK₃₂^[178].

Les recherches afin de trouver un satellite naturel de Vénus sont toujours en cours^[179].

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)^[180]. 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^[181].

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^[182]^,^[183].

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^[184]^,^[185]. 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^[186].

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^[184].

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^[187].

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^[184]^,^[188] 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^[189].

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^[190] :

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)^[191]. 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)^[192]. Akatsuki a également pris des clichés dans l'infrarouge de la face nocturne de Vénus^[193].

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^[194]. 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^[195]. 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^[196]^,^[197].

Dans la culture

Dénominations

En Europe, Vénus est traditionnellement appelée l’« étoile du berger ». En Afrique, les Dogons l'appelle l'« étoile des chevriers ». On lui attribua ces noms car les gardiens de troupeaux dans les temps anciens en tenaient compte pour aller dans les pâturages ou en revenir. En effet, Vénus est 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^[198]. Au XX^e 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 »).
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^[199]^,^[200].
Il est toujours employé comme symbole astronomique pour Vénus, bien que son utilisation soit découragée par l'Union astronomique internationale^[201].

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^[202]^,^[203]. 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^[204].

La planète est également visible dans ses peintures Route avec un cyprès et une étoile^[205] et La Maison blanche, la nuit, réalisées en 1890 et peu avant la mort de l'artiste^[206].

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^[207].

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^[208].
2008 : Alain Bashung : Vénus (Album Bleu pétrole, 2008), consacrée à la planète et à son rôle de guide^[209].

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 :

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Vénus, sur Wikiversity

Bibliographie

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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

↑ 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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[160] Sens de rotation vu par un observateur situé au-dessus du pôle Nord du Soleil

[162] . 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 : $\mathrm {j_{sol}} =\left({\frac {1}{224{,}7}}+{\frac {1}{243{,}018}}\right)^{-1}=116{,}75\;\mathrm {j}$ .

[170] « 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)

[178] 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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 En janvier 2013, l'[[Agence spatiale européenne|ESA]] rapporte que l'[[ionosphère]] de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à celle de la 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 janvier 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 janvier 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 particulièrement dominant. Le vert de l'eau et le violet du monoxyde de carbone sont également présents.|caption2=La composition de l'[[atmosphère de Vénus]] basée sur les données de [[HITRAN]] <ref name=HITRAN>{{lien web|url=http://www.cfa.harvard.edu/hitran/ |titre=The HITRAN Database |éditeur=Atomic and Molecular Physics Division, [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] |consulté le=8 août 2012 |extrait=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>}}.
+{{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 particulièrement dominant. Le vert de l'eau et le violet du monoxyde de carbone sont également présents.|caption2=La composition de l'[[atmosphère de Vénus]] basée sur les données de [[HITRAN]] <ref name=HITRAN>{{lien web|url=http://www.cfa.harvard.edu/hitran/ |titre=The HITRAN Database |éditeur=Atomic and Molecular Physics Division, [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] |consulté le=8 août 2012 |extrait=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>}}
-=== Surface ===
+=== Géographie ===
+{{Article détaillé|Liste des formations géologiques de Vénus|}}
-[[Fichier:Map of Venus.png|vignette|360px|Profil topographique de Vénus : au nord-ouest, les plateaux d’''[[Ishtar Terra]]'' et de ''[[Lakshmi Planum]]'' (en ocre clair), où culmine le [[maxwell Montes|mont Maxwell]] (en rouge et blanc) ; au sud de l'équateur, le plateau d’''[[Aphrodite Terra]]'', avec le volcan ''[[Maat Mons]]'' tout à fait à l'est (en ocre et rouge) ; au sud-est, ''[[Alpha Regio]]'' en vert très foncé, et, plus à l'ouest, en ocre, ''[[Beta Regio]]'' ; en vert et bleu foncé, les vastes plaines de Vénus ; en bleu plus clair, les vastes dépressions vénusiennes.]]
+[[Fichier:Map_of_Venus.png|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Map_of_Venus.png|alt=|centré|vignette|Profil topographique de Vénus : au nord-ouest, les plateaux d’''[[Ishtar Terra]]'' et de ''[[Lakshmi Planum]]'' (en ocre clair), où culmine le [[Maxwell Montes|mont Maxwell]] (en rouge et blanc) ; au sud de l'équateur, le plateau d’''[[Aphrodite Terra]]'', avec le volcan ''[[Maat Mons]]'' tout à fait à l'est (en ocre et rouge) ; au sud-est, ''[[Alpha Regio]]'' en vert très foncé, et, plus à l'ouest, en ocre, ''[[Beta Regio]]'' ; en vert et bleu foncé, les vastes plaines de Vénus ; en bleu plus clair, les dépressions vénusiennes.]]
+La surface vénusienne a fait l'objet de spéculations, du fait de ses épais nuages renvoyant la lumière visible, jusqu'à ce que l'envoi de sonde spatiales ne permette de l'étudier. Les missions [[Programme Venera|Venera]] en 1975 et 1982 ont renvoyé des images d'une surface couverte de sédiments et de roches relativement anguleuses<ref>{{Ouvrage|prénom1=Nils|nom1=Mueller|titre=Encyclopedia of the Solar System|lieu=Oxford|éditeur=3rd|date=2014|isbn=978-0-12-415845-0|titre chapitre=Venus Surface and Interior|editor1-first=Spohn|editor-last=Breuer|editor2-first=Doris}}</ref>. La surface a été cartographiée en détail par [[Magellan (sonde spatiale)|''Magellan'']] en 1990–91<ref>{{Lien web |titre=Il y a 30 ans, Magellan l’explorateur d’un nouveau monde |url=https://www.air-cosmos.com/article/il-y-a-30-ans-magellan-lexplorateur-dun-nouveau-monde-161 |site=Air et Cosmos |consulté le=2020-07-16}}</ref><ref>{{Lien web |langue=fr |auteur=C. Muller |titre=En Bref: Magellan à la découverte de Vénus |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1989C&T...105...48M |site=adsabs.harvard.edu |périodique=Ciel et Terre, Vol. 105, p. 48 |date=1989 |consulté le=2020-07-16}}</ref>. Le sol montre des signes de [[Volcanisme sur Vénus|volcanisme]] important, et le [[soufre]] relevé dans l'atmosphère semble indiquer des éruptions récentes<ref>{{Article |auteur1=Esposito |prénom1=Larry W. |titre=Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism |périodique=[[Science (journal)|Science]] |volume=223 |numéro=4640 |date=9 March 1984 |pmid=17830154 |doi=10.1126/science.223.4640.1072 |bibcode=1984Sci...223.1072E |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/372717aecd2ffbc70aefcfe96dd1c4d921d5566f |pages=1072–1074 }}</ref> <ref>{{Article |auteur1=Bullock |prénom1=Mark A. |auteur2=Grinspoon |prénom2=David H. |titre=The Recent Evolution of Climate on Venus |périodique=[[Icarus (journal)|Icarus]] |volume=150 |numéro=1 |date=March 2001 |doi=10.1006/icar.2000.6570 |bibcode=2001Icar..150...19B |lire en ligne=http://www.boulder.swri.edu/~bullock/vclime.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20031023161615/http://www.boulder.swri.edu/~bullock/vclime.pdf |archivedate=23 October 2003 |pages=19–37 }}</ref>.
+[[Fichier:Topographic_Globe_of_Venus.gif|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Topographic_Globe_of_Venus.gif|droite|vignette|Globe topographique de Vénus (images radar de [[Magellan (sonde spatiale)|''Magellan'']]).]]
+Vénus ayant un [[aplatissement]] nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut {{unité|6051.8|km}}. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente<ref name="Basilevsky2">{{Article |langue=en |prénom1=Alexander T. |nom1=Basilevsky |prénom2=James W. III |nom2=Head |titre=Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas |périodique=Earth, Moon, and Planets |volume=66 |numéro=3 |année=1995 |url texte=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995EM&P...66..285B |pages=285–336 }}</ref>. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes [[Plaine|plaines]] sans grand relief<ref name="Basilevsky2" />. Baptisées [[Planitia|''planitiae'']] en [[géomorphologie]] [[Planétologie|planétaire]], les principales d'entre elles sont [[Plaine d'Atalante|Atalanta Planitia]], [[Guinevere Planitia]] ou encore [[Plaine de Lavinia|Lavinia Planitia]]. Elles sont parsemées  de [[Cratère d'impact|cratères]]<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Venus - Impact craters |url=https://www.britannica.com/place/Venus-planet |site=Encyclopedia Britannica |consulté le=2020-07-17}}</ref>. Ces plaines, de nature ''a priori'' volcanique, se creusent par endroits jusqu'à {{unité|2900|m}} sous le niveau moyen de la surface, au niveau de [[Dépression (géographie)|dépressions]] couvrant environ un cinquième de la surface de la planète. Les 10% de plaines restantes sont lisses ou lobées<ref>{{Article |auteur1=Basilevsky, Alexander T. |auteur2=Head, James W., III |titre=Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas |périodique=[[Earth, Moon, and Planets]] |volume=66 |numéro=3 |date=1995 |doi=10.1007/BF00579467 |bibcode=1995EM&P...66..285B |pages=285–336 }}</ref>.
+Les [[Plateau (géographie)|plateaux]] (aussi appelés [[Hautes Terres]] "''Highlands''"), reliefs élevés parfois comparés aux [[Continent|continents terrestres]]<ref name=":112">{{Lien web |langue=en |auteur= |titre=7.3 Major Geologic Provinces (Venus) |url=https://explanet.info/Chapter07.htm#7.3 |site=explanet.info |date= |consulté le=2020-07-17}}</ref>, représentent ainsi moins de 15 % de la surface de la planète (contrairement aux 30% de surface occupées par des continents sur Terre)<ref name=":112" />. Deux sont particulièrement remarquables par leurs dimensions, l'un se trouvant dans l'hémisphère nord de la planète et l'autre juste au sud de l'équateur :
-Vénus ayant un [[aplatissement]] nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut {{unité|6051.84|km}}<ref name="nssdc-Vénus" />. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente<ref name="Basilevsky">{{Article
- | langue     = en
- | nom1       = Basilevsky
- | prénom1    = Alexander T.
- | nom2       = Head
- | prénom2    = James W. III
- | titre      = Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas
- | année      = 1995
- | périodique = Earth, Moon, and Planets
- | volume     = 66
- | numéro     = 3
- | pages      = 285–336
- | url texte  = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995EM&P...66..285B
-}}</ref>. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes [[plaine]]s sans grand relief<ref name="Basilevsky" />. Baptisées [[Planitia|''planitiae'']] en [[géomorphologie]] [[Planétologie|planétaire]], les principales d'entre elles ont reçu un nom dans le cadre de la nomenclature maintenue par l'[[Union astronomique internationale|UAI]], comme [[Plaine d'Atalante|Atalanta Planitia]], [[Guinevere Planitia]] ou encore [[Plaine de Lavinia|Lavinia Planitia]]. {{Référence nécessaire|Elles sont parsemées de grands bassins (de 400 à {{unité|600|km}} de diamètre) peu profonds (de 200 à {{unité|700|m}}) qui seraient des vestiges de [[cratère d'impact|cratères]] anciens}}.
+* Le continent nord, près des régions polaires, est appelé [[Ishtar Terra]] d'après [[Ishtar]] la déesse [[Babylone|babylonienne]] de l'amour. Ses dimensions de {{unité|3700×1500|km}} sont un peu supérieures à celles de l'[[Australie]]<ref name=":12">{{Lien web |langue=en |titre=Venus - Surface composition |url=https://www.britannica.com/place/Venus-planet |site=Encyclopedia Britannica |consulté le=2020-07-17}}</ref>. Il s'agit d'un ensemble géologique essentiellement [[Volcan|volcanique]] à l'ouest, avec notamment la très remarquable formation baptisée [[Lakshmi Planum]], et [[Orogenèse|orogénique]] à l'est, où se trouve [[Skadi Mons]], point culminant de la planète à {{unité|10700|m}}, dans la chaîne des [[Maxwell Montes]]<ref name="planetology">{{Ouvrage|prénom1=Tom|nom1=Jones|prénom2=Ellen|nom2=Stofan|titre=Planetology: Unlocking the Secrets of the Solar System|passage=74|éditeur=National Geographic Society|date=2008|isbn=978-1-4262-0121-9|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=SL-BszT15s0C&pg=PA74}}</ref>, puis l'immense [[Fortuna Tessera]] qui est une région de terrains typiquement vénusiens ;
-Ces plaines, de nature ''a priori'' volcanique, se creusent par endroits jusqu'à {{unité|2900|m}} sous le niveau moyen de la surface, au niveau de [[Dépression (géographie)|dépressions]] couvrant environ un cinquième de la surface de la planète.
+* Le continent sud est appelé [[Aphrodite Terra]], après la déesse [[Mythologie grecque|grecque]] de l'amour. Il est trois fois plus étendu que le précédent, ayant une superficie similaire à celle de l'[[Amérique du Sud]]<ref name=":12" />. Ses reliefs y sont cependant moins élevés, présentant un réseau de fragments de plateaux dans un ensemble de [[Tessera (exogéologie)|''tesserae'']] prolongé au sud-est et surtout au nord-est par des [[Couronne (géologie planétaire)|''coronae'']] et des [[Volcan|volcans]], parmi lesquels [[Maat Mons]], le plus haut volcan vénusien.
+[[Fichier:Venus_dome_3D.jpg|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Venus_dome_3D.jpg|alt=|gauche|vignette|Exemple de [[Farrum|farra]] : [[Seoritsu Farra]], à l'est d'[[Alpha Regio]].]]
-Les reliefs élevés couvrent environ le dixième de la surface de Vénus, sous forme de [[Plateau (géographie)|plateaux]] et de [[montagne]]s. Deux vastes régions élevées, très différentes l'une de l'autre et qui seraient en quelque sorte l'équivalent vénusien des [[continent]]s terrestres, sont particulièrement remarquables par leurs dimensions et leur relative cohérence topographique :
+D'autres régions élevées, de moindre importance, existent également. C'est le cas d’[[Alpha Regio]], une série de [[Dépression (géographie)|cuvettes]], d'[[Crête|arêtes]], et de [[Pli (géologie)|plis]] qui s'agencent dans toutes les directions avec une altitude moyenne de {{unité/2|1|km|à=2}} ; ou encore de [[Beta Regio]], remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations [[Volcan|volcaniques]] dont certains sommets, récents, dépasseraient {{unité|5000|m}} d'altitude. Avec l'[[Ovda Regio]] et les [[Maxwell Montes]], du nom de [[James Clerk Maxwell]], ce sont les seules caractéristiques de la surface vénusienne à être nommées d'après un nom masculin, avant l'adoption du système actuel par l'[[Union astronomique internationale]]<ref name="jpl-magellan2">{{Ouvrage|titre=The Magellan Venus Explorer's Guide|passage=93|lieu=California|éditeur=Jet Propulsion Laboratory|date=1 August 1990|lire en ligne=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html|consulté le=13 January 2016}}</ref>. La [[nomenclature planétaire]] actuelle est de nommer les  caractéristiques vénusiennes d'après des femmes historiques et mythologiques<ref>{{Lien conférence|author=Batson, R.M.|last2=Russell J. F.|title=Naming the Newly Found Landforms on Venus|booktitle=Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII|date=18–22 March 1991|location=Houston, Texas|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1033.pdf|accessdate=12 July 2009}}</ref>.
+La planète a peu de [[Cratère d'impact|cratères d'impact]], ce qui montre que la surface est relativement jeune, vieille d'environ 300 à 600 millions d'années<ref name="Nimmo98">{{Article |auteur1=Nimmo, F. |auteur2=McKenzie, D. |titre=Volcanism and Tectonics on Venus |périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |volume=26 |numéro=1 |date=1998 |doi=10.1146/annurev.earth.26.1.23 |bibcode=1998AREPS..26...23N |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/83c1d9d0f450627e40713c587d1edc6fcb400347 |pages=23–53 }}</ref> <ref name="Strom1994">{{Article |auteur1=Strom |prénom1=Robert G. |auteur2=Schaber, Gerald G. |auteur3=Dawson, Douglas D. |titre=The global resurfacing of Venus |périodique=[[Journal of Geophysical Research]] |volume=99 |numéro=E5 |date=25 May 1994 |doi=10.1029/94JE00388 |bibcode=1994JGR....9910899S |lire en ligne=https://zenodo.org/record/1231347 |pages=10899–10926 }}</ref>. Vénus possède des caractéristiques de surface uniques en plus des cratères d'impact, des montagnes et des vallées que l'on trouve couramment sur les planètes rocheuses. Parmi ceux-ci se trouvent des éléments volcaniques à sommet plat appelés "[[Farrum|farra]]", ressemblants à des [[Pancake|pancakes]], et dont le diamètre varie de 20 à 50 km et la hauteur de 100 à 1000 mètres. On y trouve aussi des fractures concentriques ressemblant à des [[Toile d'araignée|toiles d'araignées]] appelées « [[Arachnoïde (exogéologie)|arachnoïdes]] » et des anneaux de fractures parfois entourés d'une dépression, nommées « [[Corona (exogéologie)|coronae]] ». Ces caractéristiques sont d'origine volcanique<ref name="Frankel">{{Ouvrage|prénom1=Charles|nom1=Frankel|titre=Volcanoes of the Solar System|éditeur=Cambridge University Press|date=1996|isbn=978-0-521-47770-3|lire en ligne=https://archive.org/details/volcanoesofsolar0000fran}}</ref>.
-* [[Ishtar Terra]], dans l’[[hémisphère (géographie)|hémisphère]] nord de Vénus, dans les régions polaires. Ses dimensions de {{unité|3700×1500|km}} sont un peu supérieures à celles de l’[[Australie]]. Il s'agit d'un ensemble géologique essentiellement [[volcan]]ique à l'ouest, avec notamment la très remarquable formation baptisée [[Lakshmi Planum]], et [[Orogenèse|orogénique]] à l'est, où se trouve [[Skadi Mons]], point culminant de la planète à {{unité|10700|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’[[équinoxe|équateur]] essentiellement dans l'hémisphère sud. Il s'agit de fragments de plateaux dans un ensemble de [[Tessera (exogéologie)|''tesserae'']] prolongé au sud-est et surtout au nord-est par des [[Couronne (géologie planétaire)|''coronae'']] et des [[volcan]]s, parmi lesquels [[Maat Mons]], le plus haut volcan vénusien.
+La longitude des caractéristiques physiques de Vénus est exprimée par rapport à son [[Premier méridien|méridien principal]]. Celui-ci était à l'origine défini comme traversant une tache lumineuse appelée Eve, située au sud d'Alpha Regio<ref name="Davies_1994">{{Article |auteur1=Davies |prénom1=M. E. |auteur2=Abalakin |prénom2=V. K. |auteur3=Bursa |prénom3=M. |auteur4=Lieske |prénom4=J. H. |titre=Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites |périodique=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |volume=63 |numéro=2 |date=1994 |doi=10.1007/BF00693410 |bibcode=1996CeMDA..63..127D |pages=127–148 }}</ref>. Une fois les missions Venera terminées, le méridien principal a été redéfini pour passer par le pic central du [[Ariadne (cratère)|cratère Ariadne]]<ref>{{Lien web |titre=USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE) |url=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table1.html |éditeur=[[United States Geological Survey]] |consulté le=22 October 2009 |id=JPL Publication 90-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20111024101856/http://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table1.html |archive-date=24 October 2011}}</ref> <ref name="jpl-magellan2" />.
-D'autres régions élevées, de moindre importance, existent également. C'est le cas d’[[Alpha Regio]], une série de [[Dépression (géographie)|cuvettes]], d'[[Crête|arêtes]], et de [[pli (géologie)|plis]] qui s'agencent dans toutes les directions avec une altitude moyenne de {{unité/2|1| à= 2|km}} ; ou encore de [[Beta Regio]], remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations [[volcan]]iques dont certains sommets, récents, dépasseraient {{unité|5000|m}} d'altitude.
+La température de surface de Vénus varie peu selon les latitudes et longitudes (elle est [[Processus isotherme|isotherme]]). La température est constante non seulement entre les deux hémisphères mais aussi entre l'équateur et les pôles<ref name="fact">{{Lien web |auteur=Williams |prénom=David R. |titre=Venus Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |éditeur=NASA |date=15 April 2005 |consulté le=12 October 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304130722/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |archive-date=4 March 2016}}</ref> <ref>{{Lien web |auteur=Lorenz, Ralph D. |auteur2=Lunine, Jonathan I. |auteur3=Withers, Paul G. |auteur4=McKay, Christopher P. |titre=Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport |url=http://sirius.bu.edu/withers/pppp/pdf/mepgrl2001.pdf |éditeur=[[Ames Research Center]], University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory |date=2001 |consulté le=21 August 2007}}</ref>. L'[[inclinaison de l'axe]] très faible de Vénus - moins de 3°, contre 23° sur Terre - minimise également les variations saisonnières de température<ref>{{Lien web |titre=Interplanetary Seasons |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |série=NASA |consulté le=21 August 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071016161443/https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |archive-date=16 October 2007}}</ref>. Ainsi, l'altitude est donc l'un des rares facteurs qui puisse affecter la température vénusienne. Le point culminant de Vénus, [[Maxwell Montes]], est le point le plus froid de Vénus, avec une température d'environ 655 K (380 °C) et une pression atmosphérique de 4.5 MPa (45 bar)<ref name="Basilevsky_2003">{{Article |auteur1=Basilevsky A. T. |auteur2=Head J. W. |titre=The surface of Venus |périodique=[[Reports on Progress in Physics]] |volume=66 |numéro=10 |date=2003 |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode=2003RPPh...66.1699B |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/13e87bf184cd5ab307423190918ae68f05a13667 |pages=1699–1734 }}</ref> <ref name="McGill_2010">{{Ouvrage|prénom1=G. E.|nom1=McGill|prénom2=E. R.|nom2=Stofan|prénom3=S. E.|nom3=Smrekar|titre=Planetary Tectonics|éditeur=Cambridge University Press|date=2010|pages totales=81–120|isbn=978-0-521-76573-2|titre chapitre=Venus tectonics}}</ref>.
-Vénus possède également des structures planétaires rares, les [[Couronne (géologie planétaire)|couronnes]]. Ce sont d'énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau.
+En 1995, la [[sonde spatiale]] [[Magellan (sonde spatiale)|''Magellan'']] a pris en image une substance très réfléchissante au sommet des plus hauts sommet montagneux, ressemblant à la neige qu'on trouve aux sommets des montages terrestres<ref>{{Lien web |langue=fr |titre=Des flocons métalliques sur Vénus |url=https://www.sciencesetavenir.fr/espace/des-flocons-metalliques-sur-venus_32336 |site=Sciences et Avenir |consulté le=2020-07-06}}</ref>. Cette substance s'est probablement formée à partir d'un processus similaire à la neige, bien que celui-ci se déroule à une température beaucoup plus élevée. Trop volatile pour se condenser à la surface de la planète, elle se serait ainsi élevée sous forme gazeuse à des altitudes plus élevées pour finalement y précipiter du fait des températures moins élevées. La composition de cette substance n'est pas connue avec certitude, mais il est supposé qu'elle puisse être du [[tellure]] ou du [[galène]] (sulfure de plomb)<ref>{{Lien web |auteur=Otten |prénom=Carolyn Jones |titre="Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide |url=http://news-info.wustl.edu/news/page/normal/633.html |éditeur=[[Washington University in St Louis]] |date=2004 |consulté le=21 August 2007}}</ref>.
-=== Géologie ===
-{{Article détaillé|Géologie de Vénus}}
-[[Fichier:Venus structure.jpg|vignette|Vénus présente une structure interne semblable à celle de la [[Terre]] : croûte, manteau et noyau.]]
+=== Géologie de surface ===
-Vénus ressemble à la Terre par sa taille ({{unité|6051|km}} de rayon contre {{unité|6378|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<ref>{{Article|langue=en|nom1=Kaula|prénom1=W.M.|titre=The tectonics of Venus|périodique=Royal Society of London Philosophical Transactions A- Mathematical, physical & engineering sciences|volume=349|pages=345–355|année=1994}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=en|nom1=Taylor|prénom1=S.R.|année=1992|titre=Solar system evolution: A new perspective|éditeur=Cambridge University Press|lieu=New York|pages totales=307}}.</ref>{{,}}<ref name="Nimmo" />{{,}}<ref>{{Lien web|titre=SOIR-Venus-Structure interne|url=http://venus.aeronomie.be/fr/venus/structureinterne.htm|site=[[Institut d'aéronomie spatiale de Belgique]]|consulté le=4 septembre 2018}}.</ref>.
+{{Article détaillé|Géologie de Vénus|Volcanisme sur Vénus}}
+[[Fichier:Maat_Mons_on_Venus.jpg|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Maat_Mons_on_Venus.jpg|alt=Image is false-colour, with Maat Mons represented in hues of gold and fiery red, against a black background|vignette|Carte radar en fausses couleurs de [[Maat Mons]], le plus haut volcan vénusien (exagération verticale 22.5).]]
+Une grande partie de la surface vénusienne semble avoir été façonnée par l'activité volcanique. Vénus compte beaucoup plus de volcans que la Terre, dont 167 grands volcans de plus de 100 km de diamètre tandis que seul complexe volcanique terrestre ayant au moins ce diamètre est la [[Hawaï (île)|grande île d'Hawaï]]<ref name="Frankel">{{Ouvrage|prénom1=Charles|nom1=Frankel|titre=Volcanoes of the Solar System|éditeur=Cambridge University Press|date=1996|isbn=978-0-521-47770-3|lire en ligne=https://archive.org/details/volcanoesofsolar0000fran}}</ref>. Ceci n'est pas la conséquence d'une plus grande activité volcanique sur Vénus, mais surtout de l'ancienneté de sa croûte. La [[Lithosphère océanique|croûte océanique]], sur Terre, est continuellement recyclée par [[subduction]] aux limites des [[Liste de plaques tectoniques|plaques tectoniques]] et a une moyenne d'âge d'environ 100 millions d'années<ref>{{Ouvrage|nom1=Karttunen, Hannu|nom2=Kroger, P.|nom3=Oja, H.|nom4=Poutanen, M.|auteur5=Donner, K. J.|titre=Fundamental Astronomy|passage=[https://archive.org/details/fundamentalastro00kart_346/page/n167 162]|éditeur=Springer|date=2007|isbn=978-3-540-34143-7}}</ref> tandis que la surface vénusienne est estimée à 300–600 millions d'années<ref name="Nimmo98">{{Article |auteur1=Nimmo, F. |auteur2=McKenzie, D. |titre=Volcanism and Tectonics on Venus |périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |volume=26 |numéro=1 |date=1998 |doi=10.1146/annurev.earth.26.1.23 |bibcode=1998AREPS..26...23N |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/83c1d9d0f450627e40713c587d1edc6fcb400347 |pages=23–53 }}</ref> .
+Plusieurs éléments indiquent une activité [[Volcan|volcanique]] en cours sur Vénus. Les concentrations de [[dioxyde de soufre]] dans l'atmosphère ont diminué d'un facteur 10 entre 1978 et 1986 puis ont bondi en 2006 avant de, de nouveau, diminuer d'un facteur 10 entre 2006 et 2012<ref name="ESA_2012-12-03">{{Lien web |auteur=Bauer |prénom=Markus |titre=Have Venusian volcanoes been caught in the act? |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Have_Venusian_volcanoes_been_caught_in_the_act |éditeur=European Space Agency |date=3 December 2012 |consulté le=20 June 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131103183610/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Have_Venusian_volcanoes_been_caught_in_the_act |archive-date=3 November 2013}}</ref>. Cela peut signifier que les niveaux avaient augmenté suite à de grandes éruptions volcaniques<ref>{{Article |auteur1=Glaze |prénom1=Lori S. |titre=Transport of {{chem2|SO2}} by explosive volcanism on Venus |périodique=[[Journal of Geophysical Research]] |volume=104 |numéro=E8 |date=August 1999 |doi=10.1029/1998JE000619 |bibcode=1999JGR...10418899G |pages=18899–18906 }}</ref> <ref name="Marcq2012">{{Article |auteur1=Marcq |prénom1=Emmanuel |auteur2=Bertaux |prénom2=Jean-Loup |auteur3=Montmessin |prénom3=Franck |auteur4=Belyaev |prénom4=Denis |titre=Variations of sulphur dioxide at the cloud top of Venus's dynamic atmosphere |périodique=Nature Geoscience |volume=6 |numéro=1 |date=January 2013 |doi=10.1038/ngeo1650 |bibcode=2013NatGe...6...25M |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/1624aafaee8108706ba5bc63ebcfdd9637fae4dc |pages=25–28 }}</ref>. Il reste ainsi sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de [[lave]] en fusion au sol<ref name="scienceetvie2462">{{Article |auteur= |titre=Une étoile, huit planètes et des poussières |périodique=Science et Vie |lien périodique=Science et Vie |numéro=Hors Série n°246 |mois=mars |année=2009 |page=53 }}.</ref>. Il a également été suggéré que la foudre vénusienne pourrait provenir de l'activité volcanique, et donc être de la [[Orage volcanique|foudre volcanique]]. En janvier 2020, les astronomes ont rapporté des preuves suggérant que Vénus était actuellement [[Volcan|volcaniquement active]]<ref name="NYT-20200109">{{cite news|last=Hall|first=Sannon|title=Volcanoes on Venus Might Still Be Smoking - Planetary science experiments on Earth suggest that the sun’s second planet might have ongoing volcanic activity.|url=https://www.nytimes.com/2020/01/09/science/venus-volcanoes-active.html|date=9 January 2020|work=[[The New York Times]]|accessdate=10 January 2020}}</ref>.
-==== Croûte ====
-La croûte silicatée, de {{unité|20|km}} d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la [[Lithosphère océanique|croûte océanique]] terrestre (moyenne de {{unité|6|km}}), mais plus fine que la [[croûte continentale]] terrestre (moyenne de {{unité|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 [[Programme Venera|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 [[plaque tectonique|plaques tectoniques]]<ref name="Nimmo" /> comme celles de la Terre.
+En 2008 et 2009, la première preuve directe d'un volcanisme en cours a été observée par ''[[Venus Express]]'', sous la forme de quatre points chauds infrarouges localisés dans la zone de rift [[Ganis Chasma]]<ref name="USGS_Ganis_Chasma">{{Lien web |titre=Ganis Chasma |url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2099 |série=Gazetteer of Planetary Nomenclature |éditeur=[[USGS Astrogeology Science Center]] |consulté le=19 June 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20161214115632/https://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2099 |archive-date=14 December 2016}}</ref>, près du [[volcan bouclier]] [[Maat Mons]] culminant à 8 km. Trois des taches ont été observées lors de plusieurs orbites successives. Les [[géologues]] pensent ainsi que ces taches représentent de la lave fraîchement libérée par des éruptions volcaniques<ref name="Lakdawalla2015">{{Lien web |auteur=Lakdawalla |prénom=Emily |titre=Transient hot spots on Venus: Best evidence yet for active volcanism |url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2015/06181637-transient-hot-spots-on-venus.html |éditeur=[[The Planetary Society]] |date=18 June 2015 |consulté le=20 June 2015}}</ref> <ref name="ESA_2015-06-18">{{Lien web |titre=Hot lava flows discovered on Venus |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Hot_lava_flows_discovered_on_Venus |éditeur=European Space Agency |date=18 June 2015 |consulté le=20 June 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150619071101/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Hot_lava_flows_discovered_on_Venus |archive-date=19 June 2015}}</ref>. Les températures réelles ne sont pas connues, car la taille des points chauds n'a pas pu être mesurée, mais devait être contenue dans un intervale de 800 à 1100 K (527 à 980°C) tandis que la température normale est évaluée à 740 K (467 °C)<ref name="Shalygin2015">{{Article |auteur1=Shalygin |prénom1=E. V. |auteur2=Markiewicz |prénom2=W. J. |auteur3=Basilevsky |prénom3=A. T. |auteur4=Titov |prénom4=D. V. |titre=Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone |périodique=[[Geophysical Research Letters]] |volume=42 |numéro=12 |date=17 June 2015 |doi=10.1002/2015GL064088 |bibcode=2015GeoRL..42.4762S |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/ca4930bae84334656d7aeea0c48ba0d0f0a49a79 |pages=4762–4769 }}</ref>.
-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 [[océan]]s. 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.
+D'autres [[Mons (exogéologie)|Montes]] sont remarquables, avec par exemple le [[volcan bouclier]] [[Gula Mons]] atteignant une altitude de {{unité|3000|m}} dans l'ouest d'[[Eistla Regio]] ou encore [[Theia Mons]] et [[Rhea Mons]] dans la [[Beta Regio]]. Séparés de 800 km, ces deux derniers ont été formés par le [[Panache (géologie)|panache]] du [[Manteau planétaire|manteau]] lors de l'apparition de [[Devana Chasma]]<ref name="three">Senske, D.A., J.W. Head, et al. "GEOLOGY AND STRUCTURE OF BETA REGIO, VENUS' RESULTS FROM ARECIBO RADAR IMAGING." GEOPHYSICAL RESEARCH LETTERS. 18.6 (1991): 1159–1162. <http://planetary.brown.edu/pdfs/1161.pdf>.</ref>.
-[[Fichier:Venus dome 3D.jpg|vignette|Quatre « [[Farrum|galettes]] » orientales de [[Seoritsu Farra]], à l'est d'[[Alpha Regio]].]]
+[[Fichier:PIA00103_Venus_-_3-D_Perspective_View_of_Lavinia_Planitia.jpg|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:PIA00103_Venus_-_3-D_Perspective_View_of_Lavinia_Planitia.jpg|alt=The plains of Venus are outlined in red and gold, with impact craters leaving golden rings across the surface|gauche|vignette|[[Cratère d'impact|Cratères d'impact]] sur Vénus avec au premier plan le [[Saskia (cratère)|cratère Saskia]] (image en fausses couleurs).]]
+Les sondes [[Union des républiques socialistes soviétiques|soviétiques]] [[Venera 15]] et [[Venera 16]] ont répertorié des cratères d'impact à la surface de Vénus<ref>{{harvsp|Ford|1989|p=10}}</ref>. Il en existe près d'un millier, ceux-ci étant répartis uniformément sur la planète. Sur d'autres corps cratérisés, comme la Terre et la Lune, les cratères montrent une gamme d'états de dégradation. Sur la Lune, la dégradation est causée par des impacts ultérieurs, tandis que sur Terre, elle est causée par l'érosion éolienne et pluviale. Cependant, sur Vénus, environ 85% des cratères sont en parfait état. Le nombre de cratères, ainsi que leur état préservé, indique que la planète a subi un événement de resurfaçage global (c'est-à-dire le renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 à 600 millions d'années<ref name="Nimmo98">{{Article |auteur1=Nimmo, F. |auteur2=McKenzie, D. |titre=Volcanism and Tectonics on Venus |périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |volume=26 |numéro=1 |date=1998 |doi=10.1146/annurev.earth.26.1.23 |bibcode=1998AREPS..26...23N |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/83c1d9d0f450627e40713c587d1edc6fcb400347 |pages=23–53 }}</ref> <ref name="Strom1994">{{Article |auteur1=Strom |prénom1=Robert G. |auteur2=Schaber, Gerald G. |auteur3=Dawson, Douglas D. |titre=The global resurfacing of Venus |périodique=[[Journal of Geophysical Research]] |volume=99 |numéro=E5 |date=25 May 1994 |doi=10.1029/94JE00388 |bibcode=1994JGR....9910899S |lire en ligne=https://zenodo.org/record/1231347 |pages=10899–10926 }}</ref> suivi d'une décroissance du volcanisme<ref>{{Article |auteur1=Romeo, I. |auteur2=Turcotte, D. L. |titre=The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing |périodique=Icarus |volume=203 |numéro=1 |date=2009 |doi=10.1016/j.icarus.2009.03.036 |bibcode=2009Icar..203...13R |lire en ligne=http://eprints.ucm.es/13279/1/Icarus_2009_1.pdf |pages=13–19 }}</ref>. Aussi, alors que la croûte terrestre est en mouvement continu, Vénus serait incapable de soutenir un tel processus. Sans tectonique des plaques pour dissiper la chaleur de son manteau, Vénus subit plutôt un processus cyclique dans lequel les températures du manteau augmentent jusqu'à atteindre un niveau critique qui affaiblit la croûte. Puis, sur une période d'environ 100 millions d'années, la subduction se produit à grande échelle, recyclant complètement la croûte<ref name="Frankel">{{Ouvrage|prénom1=Charles|nom1=Frankel|titre=Volcanoes of the Solar System|éditeur=Cambridge University Press|date=1996|isbn=978-0-521-47770-3|lire en ligne=https://archive.org/details/volcanoesofsolar0000fran}}</ref>.
+Les cratères vénusiens ont un diamètre pouvant aller de 3 à 280 km. Aucun cratère n'est plus petit que 3 km, en raison de l'atmosphère dense de la planète : les objets n'ayant pas suffisamment d'[[énergie cinétique]] sont tellement ralentis par l'atmosphère qu'ils ne créent pas de cratère d'impact<ref>{{Article |auteur1=Herrick |prénom1=R. R. |auteur2=Phillips, R. J. |titre=Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population |périodique=Icarus |volume=112 |numéro=1 |date=1993 |doi=10.1006/icar.1994.1180 |bibcode=1994Icar..112..253H |pages=253–281 }}</ref>. Ainsi les projectiles entrants ayant un diamètre inférieur à 50 mètres se fragmenteront avant d'atteindre le sol<ref>{{Ouvrage|prénom1=David|nom1=Morrison|prénom2=Tobias C.|nom2=Owens|titre=The Planetary System|lieu=San Francisco|éditeur=[[Benjamin Cummings]]|date=2003|isbn=978-0-8053-8734-6}}</ref>.
-===== Volcanisme et impacts météoritiques =====
-{{Article détaillé|Volcanisme sur Vénus}}
+=== Structure interne ===
-Il reste sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de [[lave]] en fusion au sol<ref name="scienceetvie246">{{Article|auteur=|titre=Une étoile, huit planètes et des poussières |périodique=Science et Vie |lien périodique=Science et Vie |numéro=Hors Série n°246 |mois=mars |année=2009 |page=53}}.</ref>. D'ailleurs, la surface de Vénus semble jeune, affichant moins d'un milliard d'années du fait d'un [[volcanisme]] actif relativement récent<ref name="scienceetvie246" />.
+[[Fichier:Venus_structure.jpg|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Venus_structure.jpg|vignette|Vénus présente une structure interne semblable à celle de la [[Terre]] : croûte, manteau et noyau.]]
+Sans [[Imagerie sismique|données sismiques]] ou connaissance de son [[moment d'inertie]], peu d'informations directes sont disponibles sur la structure interne et la [[géochimie]] de Vénus<ref name="goettel">{{Lien conférence|author=Goettel|first=K. A.|last2=Shields, J. A.|last3=Decker, D. A.|title=Density constraints on the composition of Venus|booktitle=Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference|publisher=[[Pergamon Press]]|location=Houston, TX|date=16–20 March 1981|pages=1507–1516|bibcode=1982LPSC...12.1507G|accessdate=}}</ref>.  Cependant, Vénus ressemblant à la Terre par sa taille ({{unité|6051|km}} de rayon contre {{unité|6378|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 : un [[Noyau planétaire|noyau]], un [[Manteau planétaire|manteau]] et une [[Croûte planétaire|croûte]]<ref>{{Article |langue=en |prénom1=W.M. |nom1=Kaula |titre=The tectonics of Venus |périodique=Royal Society of London Philosophical Transactions A- Mathematical, physical & engineering sciences |volume=349 |année=1994 |pages=345–355 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage|langue=en|prénom1=S.R.|nom1=Taylor|titre=Solar system evolution: A new perspective|lieu=New York|éditeur=Cambridge University Press|année=1992|pages totales=307}}.</ref>{{,}}<ref name="Nimmo2">{{harvsp|Nimmo|2002|p=987}}</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=SOIR-Venus-Structure interne |url=http://venus.aeronomie.be/fr/venus/structureinterne.htm |site=[[Institut d'aéronomie spatiale de Belgique]] |consulté le=4 septembre 2018}}.</ref>.
+==== Croûte ====
-Un épisode généralisé aurait eu lieu il y a {{unité|600|[[Million d'années|Ma]]}}. Émergeant d'un plateau accidenté situé dans l'ouest d'[[Eistla Regio]], le volcan bouclier [[Gula Mons]] atteint une altitude de {{unité|3000|m}}. Dans la vaste région des hautes terres de Beta Regio, il est dominé par deux monts imposants. Le premier, [[Rhea Mons|Rhea]], est situé à {{unité|800|km}} du deuxième, nommé [[Theia Mons]]. ''Rhea'' est un massif soulevé, entaillé par une vallée axiale, {{Lien|fr=Devana Chasma|lang=en|trad=Devana Chasma|texte=Devana Chasma}}, longue de {{unité|4600|km}}, alors que ''Theia'' est un volcan. Les reliefs auraient à 80 % une origine volcanique et certaines montagnes seraient des coulées de lave.
+La croûte silicatée, de {{unité|20|km}} d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la [[Lithosphère océanique|croûte océanique]] terrestre (moyenne de {{unité|6|km}}), mais plus fine que la [[croûte continentale]] terrestre (moyenne de {{unité|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 [[Programme Venera|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 [[Plaque tectonique|plaques tectoniques]]<ref name="Nimmo2" /> 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 [[Océan|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.
-Les sondes [[Union des républiques socialistes soviétiques|soviétiques]] [[Venera 15]] et [[Venera 16]] ont répertorié plusieurs cratères à la surface de cette planète<ref>{{harvsp|Ford|1989|p=10}}</ref>.
-==== Manteau et noyau ====
+==== Manteau ====
-Vénus possèderait un [[Manteau planétaire|manteau]] rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète<ref name="pioneer-astro/Vénus">{{Lien web|url=http://www.astrosurf.com/pioneerastro/venus.htm |titre=Vénus - Structure - Manteau et noyau |site=Astrosurf |date=23 juin 2006 |consulté le=29 novembre 2009}}.</ref>, composé essentiellement de [[silicate]]s et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant {{unité|2 ou 3 Ga}}) un {{lien| trad=Magma ocean|océan magmatique}}, d'une épaisseur de {{unité|200 à 400 km}}<ref>{{article| langue=en| titre=Venus: A Thick Basal Magma Ocean May Exist Today| auteur=J. G. O'Rourke| périodique={{lien|Geophysical Research Letters}}| volume=47| numéro=4| date=28 février 2020| numéro article=e2019GL086126| doi=10.1029/2019GL086126}}.</ref>.
+Vénus possèderait un [[Manteau planétaire|manteau]] rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète<ref name="pioneer-astro/Vénus2">{{Lien web |titre=Vénus - Structure - Manteau et noyau |url=http://www.astrosurf.com/pioneerastro/venus.htm |site=Astrosurf |date=23 juin 2006 |consulté le=29 novembre 2009}}.</ref>, composé essentiellement de [[Silicate|silicates]] et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant {{unité|2 ou 3 Ga}}) un {{lien|océan magmatique|trad=Magma ocean}}, d'une épaisseur de {{unité|200 à 400 km}}<ref>{{article |langue=en |auteur=J. G. O'Rourke |titre=Venus: A Thick Basal Magma Ocean May Exist Today |périodique={{lien|Geophysical Research Letters}} |volume=47 |numéro=4 |numéro article=e2019GL086126 |date=28 février 2020 |doi=10.1029/2019GL086126 }}.</ref>.
+==== Noyau ====
-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<ref name="pioneer-astro/Vénus" />. 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]].
+Comme celui de la Terre, le noyau vénusien est au moins partiellement liquide car les deux planètes se sont refroidies à peu près au même rythme<ref>{{Ouvrage|nom1=Faure, Gunter|nom2=Mensing, Teresa M.|titre=Introduction to planetary science: the geological perspective|passage=[https://archive.org/details/introductiontopl00faur_709/page/n215 201]|éditeur=Springer|collection=Springer eBook collection|date=2007|isbn=978-1-4020-5233-0|lire en ligne=https://archive.org/details/introductiontopl00faur_709}}</ref>. La taille légèrement plus petite de Vénus signifie que les pressions sont inférieures d'environ 24% dans son noyau par rapport à celles régnant le [[noyau terrestre]]<ref>{{Article |langue=en |prénom1=A. |nom1=Aitta |titre=Venus’ internal structure, temperature and core composition |périodique=Icarus |volume=218 |numéro=2 |date=2012-04-01 |issn=0019-1035 |doi=10.1016/j.icarus.2012.01.007 |lire en ligne=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S001910351200022X |consulté le=2020-07-04 |pages=967–974 }}</ref>.  La principale différence entre les deux planètes est le manque de preuves d'une [[tectonique des plaques]] sur Vénus, peut-être parce que sa croûte est trop dure pour qu'il y ait une [[subduction]] sans eau pour la rendre moins [[Viscosité|visqueuse]]. Il en résulte que la perte de chaleur est réduite sur la planète, l'empêchant de se refroidir. Cela fournit une explication à son absence de [[champ magnétique]] interne<ref>{{Article |auteur1=Nimmo, F. |titre=Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio |périodique=[[Geology (journal)|Geology]] |volume=30 |numéro=11 |date=2002 |issn=0091-7613 |doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2 |bibcode=2002Geo....30..987N |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/16b9169785c62171d832ea4bed6f4555b2dd904d |pages=987–990 }}</ref>. A la place, Vénus pourrait surtout réduire sa chaleur interne lors d'événements de resurfaçage majeurs<ref name="Nimmo98">{{Article |auteur1=Nimmo, F. |auteur2=McKenzie, D. |titre=Volcanism and Tectonics on Venus |périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |volume=26 |numéro=1 |date=1998 |doi=10.1146/annurev.earth.26.1.23 |bibcode=1998AREPS..26...23N |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/83c1d9d0f450627e40713c587d1edc6fcb400347 |pages=23–53 }}</ref>.
+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<ref name="pioneer-astro/Vénus2" />. Mais cela reste spéculatif 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 le très faible [[champ magnétique]].
 === Champ magnétique ===
+[[Fichier:Magnetosphere_venusienne.svg|lien=https://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Magnetosphere_venusienne.svg|vignette|Interaction de Vénus avec le vent solaire.]]
-Vénus possède un [[champ magnétique]] très faible<ref name="Nimmo">{{harvsp|Nimmo|2002|p=987}}</ref>{{,}}<ref name="Russel" /> et traîne dans son sillage une queue de [[État plasma|plasma]] longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde [[Observatoire solaire et héliosphérique|SoHO]] en {{date-|1997}}.
+En 1967, ''[[Venera 4|Venera]]'' a découvert que le [[champ magnétique]] de Vénus était beaucoup plus faible que celui de la Terre<ref name="Nimmo3">{{harvsp|Nimmo|2002|p=987}}</ref>{{,}}<ref name="Russel2">{{harvsp|Russel|1980|p=82}}</ref> . Ce champ magnétique est créé par une interaction entre la [[ionosphère]] et le [[vent solaire]]<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Caught in the wind from the Sun |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Caught_in_the_wind_from_the_Sun |site=[[Agence spatiale européenne]] |date=28 novembre 2007 |consulté le=4 septembre 2018}}.</ref> plutôt que par un [[effet dynamo]] interne comme dans le [[Noyau planétaire|noyau]] terrestre<ref>{{Article |auteur1=Dolginov, Sh. |auteur2=Eroshenko, E. G. |auteur3=Lewis, L. |titre=Nature of the Magnetic Field in the Neighborhood of Venus |périodique=[[Cosmic Research]] |volume=7 |date=September 1969 |bibcode=1969CosRe...7..675D |pages=675 }}</ref><ref>{{Ouvrage|nom1=Kivelson G. M.|nom2=Russell, C. T.|titre=Introduction to Space Physics|éditeur=[[Cambridge University Press]]|date=1995|isbn=978-0-521-45714-9}}</ref>. La [[magnétosphère]] presque inexistante de Vénus offre une protection négligeable de l'atmosphère contre le [[rayonnement cosmique]]. Il traîne dans le sillage de ce champ une queue de [[État plasma|plasma]] longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde [[Observatoire solaire et héliosphérique|SoHO]] en {{date-|1997}}.
+L'absence d'un champ magnétique intrinsèque à Vénus fut surprenant au moment de cette découverte, la grande similarité de la planète avec la Terre laissant présager un [[Effet dynamo (astrophysique)|effet dynamo]] dans son noyau. Pour qu'il y ait une dynamo, il est nécessaire qu'il y ait présence d'un liquide [[Conducteur (électricité)|conducteur]], d'une rotation et d'une [[convection]]. On pense que le noyau est électriquement conducteur et, bien qu'elle soit très lente, les simulations montrent que la rotation de Vénus est suffisante pour produire une dynamo<ref>{{Ouvrage|nom1=Luhmann, J. G.|nom2=Russell, C. T.|titre=Encyclopedia of Planetary Sciences|lieu=New York|éditeur=[[Chapman and Hall]]|date=1997|pages totales=905–907|isbn=978-1-4020-4520-2|titre chapitre=Venus: Magnetic Field and Magnetosphere}}</ref> <ref>{{Article |auteur1=Stevenson |prénom1=D. J. |titre=Planetary magnetic fields |périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]] |volume=208 |numéro=1–2 |date=15 March 2003 |doi=10.1016/S0012-821X(02)01126-3 |bibcode=2003E&PSL.208....1S |lire en ligne=http://authors.library.caltech.edu/12373/1/STErpp83.pdf |pages=1–11 }}</ref>. Cela implique qu'il manque une convection dans le noyau de Vénus pour faire apparaître la dynamo<ref>{{harvsp|Russel|1980|p=86}}</ref>.
+Sur Terre, la convection se produit dans la couche externe liquide du noyau car le bas de la couche liquide est beaucoup plus élevé en température que le haut. Sur Vénus, un des événements de resurfaçage global peut avoir arrêté la tectonique des plaques et conduit à une baisse flux de chaleur à travers la croûte. Ce plus faible [[Gradient|gradient thermique]] entraînerait une augmentation de la température du manteau, réduisant ainsi le flux de chaleur hors du noyau<ref name="Nimmo3" />. En conséquence, aucune convection n'est réalisée pour entraîner un champ magnétique. Au lieu de cela, la chaleur du noyau est utilisée pour réchauffer la croûte<ref name="nimmo02">{{Article |auteur1=Nimmo |prénom1=Francis |titre=Why does Venus lack a magnetic field? |périodique=Geology |volume=30 |numéro=11 |date=November 2002 |issn=0091-7613 |doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2 |bibcode=2002Geo....30..987N |lire en ligne=http://www2.ess.ucla.edu/~nimmo/website/paper25.pdf |consulté le=28 June 2009 |pages=987–990 }}</ref>.
-L'existence d'un noyau externe de [[fer]] liquide (conducteur) tournant sur lui-même crée normalement un champ magnétique par [[effet dynamo (astrophysique)|effet dynamo]], comme c'est le cas pour la Terre et [[Mercure (planète)|Mercure]]. Cependant, Vénus ne possède pas de champ magnétique intrinsèque<ref name="Nimmo" />{{,}}<ref name="Russel">{{harvsp|Russel|1980|p=82}}</ref>. 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]]<ref>{{Lien web |langue=en |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Caught_in_the_wind_from_the_Sun |titre=Caught in the wind from the Sun |date=28 novembre 2007 |site=[[Agence spatiale européenne]] |consulté le=4 septembre 2018}}.</ref>.
+D'autres possibilités sont que Vénus n'ait pas de noyau interne solide, 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<ref>{{Article |auteur1=Konopliv, A. S. |auteur2=Yoder, C. F. |titre=Venusian ''k''<sub>2</sub> tidal Love number from Magellan and PVO tracking data |périodique=[[Geophysical Research Letters]] |volume=23 |numéro=14 |date=1996 |doi=10.1029/96GL01589 |bibcode=1996GeoRL..23.1857K |lire en ligne=http://www.agu.org/pubs/crossref/1996/96GL01589.shtml |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110512154523/http://www.agu.org/pubs/crossref/1996/96GL01589.shtml |archivedate=12 May 2011 |consulté le=12 July 2009 |pages=1857–1860 }}</ref>, ou que son noyau ne se refroidisse pas, de sorte que toute la partie liquide du noyau est à peu près à la même température, empêchant une nouvelle fois toute convection. Une autre possibilité est que son noyau s'est déjà complètement solidifié. L'état du noyau dépend fortement de sa concentration de [[soufre]], qui est actuellement inconnue et empêche donc de lever les incertitudes<ref name="nimmo02">{{Article |auteur1=Nimmo |prénom1=Francis |titre=Why does Venus lack a magnetic field? |périodique=Geology |volume=30 |numéro=11 |date=November 2002 |issn=0091-7613 |doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2 |bibcode=2002Geo....30..987N |lire en ligne=http://www2.ess.ucla.edu/~nimmo/website/paper25.pdf |consulté le=28 June 2009 |pages=987–990 }}</ref>. Malgré son faible champ magnétique, des [[Aurore polaire|aurores]] ont été observées<ref>{{Lien web |titre=Une « aurore boréale » détectée sur Mars |url=http://www2.cnrs.fr/presse/communique/697.htm |site=[[Centre national de la recherche scientifique]] |date=8 juin 2005 |consulté le=4 septembre 2018}}.</ref>.
-L'absence de dynamo s'expliquerait par un manque de [[convection]] dans le noyau de Vénus<ref>{{harvsp |Russel|1980|p=86}}</ref>. 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<ref group=alpha>Le faible gradient thermique pourrait être causé, par exemple, par l'absence de plaques tectoniques sur cette planète, limitant le refroidissement du manteau vénusien.</ref>{{,}}<ref name="Nimmo" />, ce qui empêcherait la solidification du [[noyau planétaire|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.
+La faible magnétosphère autour de Vénus signifie que le [[vent solaire]] interagit directement avec les couches supérieures de son atmosphère. À cet endroit, des ions hydrogène et oxygène sont créés par la dissociation de molécules neutres par le rayonnement ultraviolet. Le vent solaire fournit alors une énergie suffisante pour que certains de atteignent une vitesse permettant d'échapper au champ de gravité de Vénus. Ce processus d'érosion entraîne une perte constante d'ions de faible masse (hydrogène, hélium et oxygène) dans l'atmosphère, tandis que les molécules de masse plus élevée, telles que le dioxyde de carbone, sont plus susceptibles d'être retenues. L'érosion atmosphérique par le vent solaire a probablement entraîné la perte de la plupart de l'eau de Vénus au cours du premier milliard d'années après sa formation<ref name="nature450_7170_629">{{Article |auteur1=Svedhem |prénom1=Håkan |auteur2=Titov |prénom2=Dmitry V. |auteur3=Taylor |prénom3=Fredric W. |auteur4=Witasse |prénom4=Olivier |titre=Venus as a more Earth-like planet |périodique=Nature |volume=450 |numéro=7170 |date=November 2007 |pmid=18046393 |doi=10.1038/nature06432 |bibcode=2007Natur.450..629S |pages=629–632 }}</ref>.  L'érosion a également augmenté la proportion de l'isotope [[deutérium]] par rapport à l'[[hydrogène]] [[protium]] sans neutron (donc de masse inférieure et plus facilement emporté), aboutissant à un ratio de deutérieum sur protium dans l'atmosphère supérieur à 100 fois au reste du système solaire<ref>{{Article |auteur1=Donahue |prénom1=T. M. |auteur2=Hoffman |prénom2=J. H. |auteur3=Hodges |prénom3=R. R. |auteur4=Watson |prénom4=A. J. |titre=Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen |périodique=Science |volume=216 |numéro=4546 |date=1982 |issn=0036-8075 |pmid=17783310 |doi=10.1126/science.216.4546.630 |bibcode=1982Sci...216..630D |lire en ligne=https://semanticscholar.org/paper/18bca6231c61b1ab14d8729af47c1ab157f19850 |pages=630–633 }}</ref>.
-Malgré son faible champ magnétique, des [[aurore polaire|aurores]] ont été observées<ref>{{Lien web |url=http://www2.cnrs.fr/presse/communique/697.htm |titre=Une « aurore boréale » détectée sur Mars |site=[[Centre national de la recherche scientifique]]|date=8 juin 2005 |consulté le=4 septembre 2018}}.</ref>.
 === Rotation ===

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
() hors volcans actifs, listés dans la ligne suivante*