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Deuxième planète à partir du SoleilSoleil, VénusVénus gravite sur une orbiteorbite quasi circulaire d'un rayon moyen de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solairerayonnement solaire presque deux fois plus intense que la TerreTerre, et sa période de révolutionpériode de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s'effectue ainsi dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire et une très faible inclinaison de cette orbite n'entraînent pas d'effets saisonniers très marqués.

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Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ?

En raison de sa taille et de sa massemasse, Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l'instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Elle posséderait en son centre un noyau de 2.900 kilomètres de rayon, constitué de ferfer, dont l'absence de champ magnétiquechamp magnétique suggère qu'il se trouve à l'état solidesolide. Ce noyau serait entouré d'un manteaumanteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusionfusion partielle des matériaux, et cela jusqu'à une profondeur importante. Sa croûtecroûte serait composée de silicatessilicates de densité 2,8 (basaltebasalte) concentrant les éléments radioactifs, d'après les analyses pétrochimiques effectuées en surface par des sondes soviétiques (Venera 13 et Venera 14 en 1982), et dont l'épaisseur, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphèrelithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l'hypothèse d'une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.

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La planète Vénus comme vous ne l'avez jamais vue

La surface de Vénus photographiée par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. © Soviet Venera Program

La surface de Vénus photographiée par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. © Soviet Venera Program

Vénus, une planète masquée par des nuages

Du fait de l'opacité de l'atmosphèreatmosphère, l'observation de la surface de Vénus n'a pu être réalisée qu'au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). L'imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d'une histoire volcanique et tectonique complexe. En raison de la faible population de cratères d'impacts distribués uniformément sur la surface, l'âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d'années environ. Les structures tectoniques résultant d'une déformation crustale extensive ou compressive présentent des morphologiesmorphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l'ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d'une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Ces caractéristiques volcaniques et tectoniques indiquent que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques.

Vénus doit son éclat exceptionnel à sa couche nuageuse qui nous renvoie la lumière solaire. © J.-B. Feldmann

Vénus doit son éclat exceptionnel à sa couche nuageuse qui nous renvoie la lumière solaire. © J.-B. Feldmann

Sol et atmosphère de Vénus

L'atmosphère de Vénus est chaude et massive : la pressionpression au sol est de l'ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460 °C). Le dioxyde de carbonedioxyde de carbone CO2 (96,5 %) et l'azoteazote N2 (3,5 %) constituent à eux seuls plus de 99,9 % de l'atmosphère. La chaleurchaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serreeffet de serre, l'atmosphère faisant écran au rayonnement thermiquerayonnement thermique infrarouge du sol. La pression élevée est due au dégazagedégazage intense de la roche à haute température. Des composés soufrés sont présents dans l'atmosphère, sous forme d'anhydrideanhydride sulfureux SO2 (0,015 %) et, éventuellement, d'acideacide sulfhydrique H2S et d'oxysulfure de carbone COS, alimentant l'épaisse couche de nuagesnuages située entre 50 et 70 kilomètres d'altitude, essentiellement constituée de gouttelettes d'acide sulfuriqueacide sulfurique H2SO4. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la surface, 5 % seulement de la lumièrelumière solaire atteignant le sol.

Image d’artiste de la vision qu’on pourrait avoir à la surface de Vénus. © DR

Image d’artiste de la vision qu’on pourrait avoir à la surface de Vénus. © DR

Histoire géologique de Vénus

D'après la densité de cratères d'impacts recensés, Vénus possède une surface relativement jeune, d'environ 0,5 milliard d'années. La surface ne semble pas avoir été modifiée par des processus d'érosion de type terrestre, mais semble avoir été profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. La grande variété de phénomènes tectoniques et la répartition géographique de l'activité tectonique semblent indiquer que les déformations régionales (compressionscompressions et extensions) ainsi que les mouvementsmouvements verticaux et horizontaux ont joué un rôle déterminant dans l'évolution géologique de cette planète. Cependant, les mécanismes globaux qui sont à l'origine de ces déformations et de ces mouvements ne sont pas encore compris, de même que les relations pouvant exister entre ces mécanismes et l'activité volcanique.

La présence de ces dômes volcaniques sur Vénus s’explique sans doute par l’émission d’une lave très visqueuse. © USGS

La présence de ces dômes volcaniques sur Vénus s’explique sans doute par l’émission d’une lave très visqueuse. © USGS

Caractéristiques de Vénus

  • Demi-grand axe en unités astronomiquesunités astronomiques (ua) : 0,7233298 
  • Demi-grand axe en km : 108 208 601 
  • Excentricité de l'orbite : 0,00677 
  • Inclinaison de l'orbite sur l'écliptiqueécliptique : 3°,3947 
  • Période de révolution sidérale : 224,701 jours 
  • Période de rotation (rétrograde) : 243,02 jours 
  • Rotation de l'atmosphère : 4 jours 
  • Vitesse orbitaleorbitale : 35 km/s 
  • Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 65",4 
  • Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,9488 
  • Diamètre équatorial : 12 103,6 km 
  • Magnitude visuelle à une ua (phase nulle) : -4,4 
  • Aplatissement : 0 
  • Volume (Terre=1) : 0,85 
  • Masse (Soleil=1) : 1/408 523,71 
  • Masse (Terre=1) : 0,815 
  • Densité (Terre=1) : 0,95 
  • Densité (Eau=1) : 5,24 
  • Gravité à la surface (Terre=1) : 0,90 
  • Vitesse de libération : 10.400 m/s 
  • Réflectivité (albédoalbédo géométrique) : 0,65 
  • Sommet le plus élevé : 11.000 m 
  • Fosse la plus profonde : 2.000 m 
  • Température de surface : 450°C 
  • Pression atmosphérique (Terre=1) : 90 
  • Atmosphère : 96 % gazgaz carbonique, 3 % azote 
  • Nature de la surface : roches basaltiques