Quelle est la surface de Vénus?
Pioneer Venus Orbiter
Les mesures du champ magnétique par le magnétomètre de "Pioneer Venus Orbiter" confirment que Vénus ne dispose d'aucun magnéto interne. Les surfaces de la Terre et de Vénus sont profondément différentes. Sur Terre, on distingue d'une part des régions proches de l'altitude moyenne ( d'altitude soit le niveau des océans) représentant 35 % de la surface totale (correspondant aux surfaces continentales) et d'autre part les bassins océaniques (65 % de la surface) dont l'altitude moyenne est de par rapport au niveau de référence. Sur Vénus, 60 % de la surface s'écarte de moins de du niveau moyen fixé à . Les surfaces au-dessus du niveau moyen ne sont pas plus hautes et ne représentent pas une proportion très différente de ce qui se trouve sur Terre mais les surfaces sous le niveau moyen représentent une proportion marginale de la superficie. Géologie de Vénus
La surface de Vénus est dominée par un intense volcanisme et produit plus de volcans que les autres planètes du système solaire. Elle a une surface composée à 90 % de basalte, et environ 80 % de la planète est constitué d'une mosaïque de roches volcaniques et de plaines de lave, indiquant que le volcanisme a joué un rôle majeur dans l'élaboration de sa surface. Les scientifiques pensent que la planète a dû connaitre un grand évènement de resurfaçage (renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 ou 500 millions d'années, d'après la densité des cratères d'impact sur la surface. Même s'il y a plus de principaux volcans sur Vénus, aucun n'est connu pour être en éruption à l'heure actuelle et la plupart sont probablement depuis longtemps éteints. Toutefois, les radars de la sonde Magellan ont révélé des preuves d'une relative activité volcanique récente sur Vénus. Le plus haut volcan de la planète est le Maat Mons. Bien que de nombreux faits suggèrent que Vénus soit susceptible d'avoir une activité volcanique aujourd'hui, aucune éruption du Maat Mons n'a été confirmée. En , Suzanne E. Smrekar a annoncé la découverte de trois volcans en activité, ce qui suggère que Vénus a régulièrement refait sa surface par des coulées de lave. L'absence de tectonique des plaques suggère que la chaleur s'accumule périodiquement sous la croûte. Lorsque la pression devient trop forte, toutes les quelques centaines de millions d'années, la planète entre en éruption généralisée, libérant d'énormes quantités de lave, entrainant alors le renouvellement de la surface.
Atmosphère de Vénus
Vénus présente un climat infernal en raison de nombreux facteurs (le facteur principal étant son gradient de pression, les gaz froids de la haute atmosphère subissent une compression brutale en s'approchant de la surface augmentant leur température drastiquement).Elle est aussi la planète la plus chaude du système solaire avec des températures pouvant dépasser à la surface, car les conditions changent au fur et à mesure que l’on monte dans l’atmosphère. Ainsi, à 50 kilomètres d’altitude, les températures y sont comprise entre 0 et 50 degrés. Vénus (planète)
La pression atmosphérique et la température à cinquante kilomètres au-dessus de la surface sont similaires à celles de la surface de la Terre. Cela a conduit à des propositions d'utilisation d'aérostats (ballons plus légers que l'atmosphère) pour l'exploration initiale et, finalement, pour des « villes flottantes » permanentes dans l'atmosphère vénusienne. Parmi les nombreux défis d'ingénierie à relever figurent les quantités dangereuses d'acide sulfurique à ces hauteurs. Cette approche a notamment été proposée par la NASA dans le cadre de son projet High Altitude Venus Operational Concept. Terraformation de Vénus
L'augmentation de l'albédo de la planète, l'utilisation de couleurs claires ou de réflecteurs sur la surface pourraient permettre le maintien de la fraicheur de l'atmosphère. La quantité devra être grande et devrait être mise en place après que l'atmosphère aura été modifiée, puisque la surface de Vénus est actuellement enveloppée dans les nuages. Jeremiah Horrocks
Horrocks a estimé que le diamètre apparent de Vénus était de 1'16" ± 4" et l’angle sous-tendu par Vénus depuis le Soleil de 28". Horrocks considérait, par erreur, que toutes les planètes connues avaient le même angle sous-tendu depuis le Soleil. Vénus (planète)
En , l'ESA rapporte que l'ionosphère de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à celle de la queue d'une comète. 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. La surface a été cartographiée en détail par "Magellan" en 1990–91. Le sol montre alors des signes de volcanisme important, et le soufre relevé dans l'atmosphère semble indiquer des éruptions récentes. Ambar ona Corona
Ambar ona Corona couvre une surface circulaire d'environ de diamètre. Cette formation fait partie des 34 coronae de plus de de diamètre sur la surface de Vénus. Alpha Regio
Alpha Regio est l'une des premières structures identifiées à la surface de Vénus, en 1964, en raison de sa nature réfléchissante pour les ondes radar utilisées pour explorer la surface vénusienne à travers les nuages de la planète. Cette propriété vient du relief particulier de cette région, de type "tessera", constituée de terrains anciens d'altitude moyenne ( au-dessus des plaines environnantes) fracturée et pliée selon plusieurs directions pour lui donner une apparence carrelée, ou « en tuiles ». Vénus dans la fiction
Depuis, cette planète a été explorée et l'on sait à présent qu'aucune forme de vie n'y est possible, tout au moins à la surface (certains chercheurs pensent à une possible forme de vie bactérienne entre 40 et 60 kilomètres de sa surface, ou bien dans ses nuages où les températures et les pressions sont plus favorables). Elle continue cependant à fasciner les auteurs et les lecteurs. Exploration spatiale
Peu de choses sont ainsi connues de Vénus. Contrairement à Mars qui possède une atmosphère transparente et qui peut accueillir des astromobiles et atterrisseurs de géologie, Vénus ne peut être étudiée que depuis l'orbite et son atmosphère est opaque à la lumière visible. L'étude de sa surface rocheuse est réalisée par radar. Planète tellurique
Avec une densité de et un rayon de , Vénus est la sœur jumelle de la Terre. La croûte vénusienne représente environ 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par différentes sondes ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granite et au basalte terrestre. Liste des objets artificiels sur d'autres corps célestes
15 missions spatiales ont déposé des objets à la surface de Vénus, le premier étant Venera 3 qui s'y est écrasé en 1966. La première sonde à atterrir en douceur à la surface de la planète est Venera 7, en 1970. La dernière sonde à avoir atteint la surface de Vénus est Vega 2, en 1985. EnVision
Bien qu'une vingtaine de missions d'exploration aient déjà étudié Vénus depuis le début de l'ère spatiale, les scientifiques ne disposent toujours pas de données permettant d'expliquer cette divergence d'évolution. En effet Vénus est difficile à étudier : une couche nuageuse épaisse et sans structure apparente la recouvre entièrement et la survie des sondes envoyées à sa surface est limitée à quelques dizaines de minutes par les conditions infernales qui y règnent. Venera 16
"Venera 16" a cartographié avec son radar à synthèse d'ouverture une partie de l'hémisphère nord de Vénus depuis le pôle jusqu'à la latitude 30°N soit environ 25 % de la superficie de la planète avec une résolution comprise entre 1 et 2 kilomètres. Les données recueillies ont permis d'identifier les principales formations topographiques présentes à la surface de Vénus : zones de failles globales et de nombreuses structures de grande taille en forme de dôme baptisées couronnes et créées par le soulèvement et l'affaissement du magma sous le manteau, etc.. Cette cartographie sera largement détaillée par la sonde spatiale américaine Magellan lancée en 1989 et qui dispose d'un radar dont la résolution spatiale est 10 fois supérieure. Atmosphère de Vénus
La mésosphère de Vénus s'étend de à d'altitude, et la thermosphère commence à environ , atteignant probablement la limite supérieure de l'atmosphère (exosphère) entre 220 et . L'exosphère est la partie de l'atmosphère où les collisions entre particules sont rares, considérées comme négligeables. Venus Mobile Explorer
Venus Mobile Explorer est un projet de sonde spatiale de la NASA étudié en 2009 dont l'objectif était l'analyse "" de la surface de Vénus. Cette mission de type Flagship (cout de plusieurs milliards de dollars) répondait à certains des objectifs définis par le groupe de travail "Venus Exploration Analysis Group" (VEXAG). Le projet n'a pas été concrétisé par la suite. La mission devait permettre une étude de la composition et de la minéralogie du sol dans les hautes terres de la planète en deux endroits distincts et de réaliser des photos aériennes au cours d'un survol de 3 à 4 heures à une altitude de . Atmosphère planétaire
L’atmosphère de Vénus est principalement constituée de dioxyde de carbone. Elle contient de faibles quantités d’azote et d’autres oligoéléments, y compris des composés à base d’hydrogène, d’azote, de soufre, de carbone et d’oxygène. L’atmosphère de Vénus est beaucoup plus chaude et dense que celle de la Terre, bien qu’elle soit plus étroite. Pendant que des gaz à effet de serre réchauffent la couche inférieure, ils refroidissent la couche supérieure, ce qui entraîne la création de thermosphères compactes. Selon certaines définitions, Vénus n’a pas de stratosphère. Atmosphère de Vénus
La grande quantité de combiné à la vapeur d'eau et le dioxyde de soufre () génèrent un fort effet de serre, retenant l'énergie solaire et augmentant le température à la surface à près de (), ce qui fait de Vénus la planète la plus chaude du Système solaire, bien que la planète ne reçoive que 25 % de l'énergie solaire reçue par Mercure. La température moyenne de surface est bien supérieure à celle des points de liquéfaction du plomb : () ; de l'étain : () ; et du zinc : (). L'épaisse troposphère réduit aussi la différence de température existant entre le jour et la nuit, bien que la rotation rétrograde de la planète crée un jour solaire de terrestres. La surface de Vénus reste dans l'obscurité nocturne avant que le Soleil ne se lève à nouveau, perpétuellement caché par les nuages. Atahensik Corona
Atahensik Corona couvre une surface circulaire d'environ de diamètre. Cette formation fait partie des 34 coronae de plus de de diamètre sur la surface de Vénus. Eithinoha Corona
Eithinoha Corona couvre une surface circulaire d'environ de diamètre. Cette formation fait partie des 34 coronae de plus de de diamètre sur la surface de Vénus. Vénus (planète)
Vénus a été un objectif privilégié pour les premières explorations interplanétaires du fait de son faible éloignement de la Terre. C'est la première planète visitée par un véhicule spatial ("Mariner 2" en 1962) et la première où une sonde spatiale se soit posée avec succès ("Venera 7" en 1970). Les épais nuages de Vénus rendant impossible l'observation de sa surface en lumière visible, les premières cartes détaillées ont été réalisées à partir des images de l'orbiteur "Magellan" en 1991. Des projets d'astromobiles ("rovers") et de missions plus complexes ont également été envisagés. Vénus (planète)
Dans les années 1970, les observations radar révèlent pour la première fois des détails de la surface vénusienne. Des impulsions d'ondes radio sont diffusées sur la planète en utilisant le radio-télescope de à l'Observatoire Arecibo et les échos révèlent deux régions hautement réfléchissantes, désignées Alpha Regio et Beta Regio. Les observations révèlent également une région brillante attribuée à une montagne, qui est appelée Maxwell Montes. Ces trois caractéristiques sont désormais les seules sur Vénus à ne pas avoir de prénom féminin car nommées avant la normalisation de l'Union astronomique internationale. Géologie de Vénus
Au début des années 1940, on dispose de très peu d'informations sur la planète Vénus du fait de la couverture nuageuse qui fait pratiquement obstacle à toute observation par des télescopes optiques. Vénus (planète)
La croûte silicatée, d'une épaisseur supposée allant de environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de ) et dans l'ordre de grandeur de la croûte continentale terrestre (moyenne de ). 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 comme celles de la Terre. Géologie de Vénus
La mission a permis d'établir une carte relativement détaillée de Vénus qui constitue encore en 2011 la représentation la plus précise de la surface de la planète. L'étude des images à haute résolution a fourni des éléments permettant de comprendre l'incidence respective des impacts de météorites, du volcanisme et de la tectonique sur la formation des structures de surface de Vénus. La surface de Vénus est essentiellement recouverte de matériaux produits par le volcanisme : les vastes plaines de lave, les champs de petits dômes de lave et les grands volcans boucliers sont communs. Il y a peu de cratères d'impact ce qui suggère que les structures de surface sont d'un point de vue géologique récentes (moins de 800 millions d'années). La présence de chenaux de lave de de long est sans doute due à des écoulements de lave d'une viscosité extrêmement faible produite en grand volume. Les grands dômes volcaniques en forme de galette suggèrent la présence d'une lave produite par l'évolution à grande échelle des roches de la croûte. On ne retrouve pas à la surface de Vénus les signes indicateurs de la tectonique des plaques terrestre : dérive des continents et zones de divergence. La tectonique de Vénus est dominée par un système de zones de failles globales et de nombreuses structures de grande taille en forme de dôme baptisées couronnes et créées par le soulèvement et l'affaissement du magma sous le manteau. Bien que Vénus ait une atmosphère dense, les structures de surface ne présentent aucun signe d'érosion éolienne et les transports de sable et de poussière semblent limités. Système solaire
Vénus () est la planète la plus proche de la Terre en taille () et en masse (), qui lui valent d'être parfois appelée sa « planète sœur ». Comme elle, Vénus possède un épais manteau de silicate entourant un noyau métallique, une atmosphère significative et une activité géologique interne. Cependant, elle est beaucoup plus sèche et la pression de son atmosphère au sol est plus élevée. Son importante atmosphère, composée à plus de 96 % de dioxyde de carbone, crée un très grand effet de serre qui en fait la planète la plus chaude du Système solaire par sa température de surface moyenne de . Programme Venera
L'atterrisseur de Venera 9 pénètre dans l'atmosphère de Vénus sous un angle de 20,5° à la vitesse de . Il touche le sol le à 5 h 03 TC sur la face éclairée de la planète. Venera 9 est posé sur une pente inclinée de 20 à 25° et la surface rocheuse et irrégulière accentue l'inclinaison de l'atterrisseur d'un angle de 10 à 15°. Les expériences scientifiques sont lancées immédiatement et les données sont relayées à l'orbiteur jusqu'à ce que celui-ci ne soit plus visible 53 minutes plus tard. La température interne de l'atterrisseur atteint à ce moment-là . Durant la descente de l'atterrisseur dans l'atmosphère vénusienne, les instruments ont mis en évidence que la base de la couche nuageuse débute à une altitude de et comprend plusieurs couches s'étageant entre 60 et , entre 57 et ainsi qu'entre 52 et . Ces nuages s'apparentent à une brume légère constituée de gouttelettes beaucoup plus petites que celles présentes dans le phénomène météorologique équivalent terrestre. La visibilité au sein de la couche nuageuse est de plusieurs kilomètres. La réfractivité des gouttelettes est compatible avec l'hypothèse d'une composition à base d'acide sulfurique. La lumière, dont la composante bleue est en partie filtrée par les nuages, prend une teinte orangée dans les couches inférieures de l'atmosphère. Les aérosols subsistent avec une densité faible de 49 à d'altitude ; au-dessous, l'air redevient complètement limpide. Les instruments chargés d'analyser la composition chimique durant la descente sont victimes de défaillance ou ne fournissent pas de données fiables, un problème qui sera fréquent dans les premières sondes de cette nouvelle série. La température mesurée au sol est de tandis que la pression est de 85 bars avec un vent léger de 0,4 à . Une seule des deux caméras parvient à prendre une photo car l'obturateur de l'autre caméra n'est pas éjecté. L'image en noir et blanc prise par Venera montre un sol plat parsemé de rochers angulaires de formation manifestement récente et peu érodés. Le site d'atterrissage est baigné par une lumière dont l'intensité peut être comparée à celle d'un jour d'été nuageux aux latitudes moyennes sur Terre. La proportion dans le sol de thorium, uranium et potassium mesurée par Venera 9 s'apparente à celle des basaltes terrestres. Quadrangles de Vénus
Afin de faciliter leur étude, la surface des planètes du Système solaire a été divisée par l'Institut d'études géologiques des États-Unis ("United States Geological Survey", USGS), au fur et à mesure de leur exploration, en « quadrangles », cartographiés selon des échelles variables généralement de pour les cartes altimétriques régionales, souvent plus petite pour les cartes géologiques locales. La surface de Mars est ainsi découpée en disponibles en cartes au , tandis que celle Vénus, plus vaste, est répartie entre cartographiés au , et régionaux au . Altitudes et coordonnées géographiques sur les corps célestes
Vénus ayant une rotation très lente sur elle-même (plus lente encore que Mercure), son aplatissement est très faible, ce qui permet d'utiliser comme niveau zéro des altitudes le rayon moyen de la planète par rapport à son centre. Le rayon recommandé dans le rapport du WGCCRE paru en 2018 (Archinal 2018) est . La moyenne quadratique des déviations à l'ellipsoïde est de , avec un maximum d'altitude à et un minimum à . Vénus (planète)
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. Phases de Vénus
La phase où le croissant de Vénus est le plus fin peut être vue à l'œil nu, sans télescope, mais cela requiert une vue excellente, à la limite des capacités de l'œil humain. Le pouvoir de résolution de l'œil humain est d'environ une minute d'arc et le diamètre apparent du croissant de Vénus est compris entre 60,2 et 68 secondes d'arc, selon sa distance avec la Terre. Malgré cela, il est possible pour un observateur doté d'une vision excellente, et dans des conditions atmosphériques très favorables, de voir Vénus comme un croissant. Vénus (planète)
Au cours de son orbite autour du Soleil, Vénus affiche des phases comme celles de la Lune lorsque vue au télescope. La planète apparaît comme un petit disque dit « plein » lorsqu'elle est située de l'autre côté du Soleil par rapport à la Terre (à une conjonction supérieure). Vénus montre un disque plus grand et une « phase quart» à ses allongements maximaux par rapport au Soleil, et apparaît alors à son plus brillant dans le ciel nocturne. La planète présente un croissant mince beaucoup plus grand en vue télescopique lorsqu'elle passe le long du côté proche entre la Terre et le Soleil. Enfin, Vénus affiche sa plus grande taille et sa « nouvelle phase » lorsqu'elle se situe entre la Terre et le Soleil (à conjonction inférieure). Son atmosphère est visible au télescope du fait du halo de lumière solaire réfractée autour d'elle. Vénus (planète)
Vers 1666, Cassini estime à un peu plus de la période de rotation de Vénus, sans parvenir à identifier s'il s'agit vraiment d'une rotation ou bien d'une libration. Cette erreur par rapport à la valeur réelle maintenant connue est notamment due aux marques de mouvement sur la surface de la planète créées par son atmosphère dense, dont l'existence n'était alors pas connue. Vénus (planète)
Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de dioxyde de carbone (CO) à 96,5 % et d'une faible quantité de diazote à 3,5 %. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre. La masse de son atmosphère est supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ supérieure à celle de la Terre, soit une pression équivalente à celle ressentie sur Terre à une profondeur de près de sous le niveau de la mer. La densité en surface est de , ce qui représente la densité de l'atmosphère terrestre à () au niveau de la mer. Programme Venera
La capsule atterrit à la surface de Vénus à une vitesse de après une descente de 55 minutes. Immédiatement après l'atterrissage, la sonde transmet les mesures de température () et de pression (93 bars) qui confirment les données fournies par Venera 7. Le spectromètre gamma détecte dans les roches de surface 4 % de potassium, 6,5 ppm de thorium et ce qui les range plutôt dans la catégorie des granits que des basaltes. Ces mesures seront contredites par celles effectuées par les atterrisseurs suivants. La capsule transmet des données durant 63 minutes après son arrivée au sol avant de cesser ses émissions. Géologie de Vénus
Vénus est une planète dont les caractéristiques de surface sont dissimulées par l'atmosphère. La plus grande partie de ce qui est connu à propos de sa surface provient des observations radar, principalement des images envoyées par la sonde Magellan entre et la fin de son sixième cycle orbital en . 98 % de la surface de la planète a été cartographiée , et 22 % en images stéréoscopiques à trois dimensions . Vénus (planète)
En 1967, la sonde "Venera 4" découvre que le champ magnétique de Vénus est beaucoup plus faible que celui de la Terre. Ce champ magnétique est créé par une interaction entre la ionosphère et le vent solaire plutôt que par un effet dynamo interne comme dans le noyau terrestre. La magnétosphère presque inexistante de Vénus offre une protection négligeable de l'atmosphère contre le rayonnement cosmique. Atmosphère de Vénus
Malgré les conditions difficiles existant à la surface, la pression et la température atmosphérique à environ au-dessus de la surface de la planète sont presque les mêmes que celles de la Terre, faisant de sa haute atmosphère la zone la plus semblable aux conditions terrestres dans le Système solaire, même plus que la surface de Mars. Atmosphère de Vénus
La région de la troposphère la plus similaire à la Terre est proche de la tropopause . D'après les sondes "Magellan" et "Venus Express", la région comprise entre et a une température allant de () à (), et la région au-dessus de a une pression atmosphérique correspondant à la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer. Les 50 à au-dessus de la surface serait donc l'endroit où les installations permettant une exploration habitée de la planète ou l'établissement d'une colonie seraient les plus faciles car un vaisseau habité serait capable de compenser les différences de températures et de pressions. Atmosphère de Vénus
Au point subsolaire l'onde de choc se trouve à (, où R est le rayon de Vénus) au-dessus de la surface de Vénus. Cette distance a été mesurée en 2007 lors d'une activité solaire minimum. Lors de l'activité solaire maximum cette distance peut être plus importante. La magnétopause se trouve à une altitude de . La limite supérieure de l'ionosphère (ionopause) est proche de d'altitude. Entre la magnétopause et l'ionopause il existe une barrière magnétique — un champ magnétique localisé — qui empêche le plasma solaire de pénétrer profondément dans l'atmosphère de la planète, au moins lors de l'activité solaire minimum. Le champ magnétique de cette barrière atteint les . La magnétoqueue s'étend jusqu'à de la planète. C'est la région la plus active de la magnétosphère vénusienne. Il y a des recombinaisons et des accélérations de particules dans la queue. L'énergie produite par les électrons et les ions dans la magnétoqueue est respectivement de et de . Volcanisme sur Vénus
La surface de Vénus est dominée par un intense volcanisme et produit plus de volcans que les autres planètes du système solaire. Elle a une surface composée à 90 % de basalte, et environ 80 % de la planète est constitué d'une mosaïque de roches volcaniques et de plaines de lave, indiquant que le volcanisme a joué un rôle majeur dans l'élaboration de sa surface.  Les scientifiques pensent que la planète a dû connaitre un grand évènement de resurfaçage (renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 ou 500 millions d'années, d'après la densité des cratères d'impact sur la surface. L'absence de tectonique des plaques suggère que la chaleur s'accumule périodiquement sous la croûte. Lorsque la pression devient trop forte, toutes les quelques centaines de millions d'années, la planète entre en éruption généralisée, libérant d'énormes quantités de lave, entrainant alors le renouvellement de la surface. Quadrangles de Vénus
L'USGS a divisé la surface de Vénus en 62 quadrangles au . Programme Venera
Le , la sonde spatiale américaine Mariner 2 met fin au mythe d'une Vénus planète jumelle de la Terre en réussissant à faire fonctionner ses instruments lors de son survol de la planète. La température au sol est estimée à , l'épaisse atmosphère vénusienne composée essentiellement de dioxyde de carbone et dépourvue de vapeur d'eau se caractérise par une pression atmosphérique au sol écrasante (estimée à l'époque à 20 fois celle à la surface de la Terre). Enfin, Vénus est pratiquement dépourvue de champ magnétique et est donc soumise uniformément aux rayons cosmiques et au vent solaire. Terraformation de Vénus
Birch suggère de déplacer une lune glacée de Saturne et de bombarder Vénus avec ses fragments pour fournir de l'eau. Celle-ci couvrirait près de 80 % de la surface, comparable aux 70 % terrestres, bien que la quantité d'eau totale ne s'élèverait qu'à 10 % de l'eau disponible sur Terre à cause du peu de profondeur des océans vénusiens ainsi obtenus qui occuperaient les basses plaines. Vénus (planète)
Depuis 2016, une sonde de la JAXA, Akatsuki, est sur une orbite très elliptique autour de Vénus. Lancée en mais arrivée avec cinq ans de retard à cause d'une panne de propulseur lors de son insertion initiale, il s'agit de la seule sonde en orbite autour de Vénus en 2020. Elle a pour objectif de mieux comprendre ce qui a mené la planète à son état actuel, notamment son effet de serre. L'engin a permis de découvrir la présence, à d'altitude, d'une onde de gravité longue de et de large, stationnaire par rapport au sol et pouvant perdurer plusieurs jours (contrairement aux ondes de gravité sur Terre qui disparaissent très vite). "Akatsuki" a également pris des clichés dans l'infrarouge de la face nocturne de Vénus. Lalohonua Corona
Lalohonua Corona couvre une surface circulaire d'environ de diamètre. Cette formation fait partie des 59 coronae de plus de de diamètre sur la surface de Vénus. EnVision
De nombreuses questions importantes demeurent en effet sur l'état actuel et passé de Vénus. Vénus a-t-elle eu de l'eau liquide à sa surface ? Comment son atmosphère a-t-elle évolué au fil du temps ? Quels sont les flux thermiques entre la surface et l'atmosphère, quelles ont été les régimes d'activité volcanique et tectonique de Vénus au cours du dernier milliard d'années ? La lithosphère a-t-elle toujours été inactive, ou un régime de tectonique des plaques, peut-être épisodique, a-t-il été présent et dans quelles périodes de son histoire ? Quelle est la composition des tesserae, ces régions sont-elles les plus anciennes roches exposées à la surface de Vénus, dans quelle mesure ces roches sont-elles oxydées et ces surfaces conservent-elles des preuves d'une époque antérieure où l'eau était plus abondante . Atmosphère de Vénus
L'effet de serre dû à l'atmosphère vénusienne est ainsi de près de contre seulement pour la Terre. C'est pourquoi la surface vénusienne est actuellement plus chaude que celle de Mercure, bien que Vénus soit presque deux fois (1,869) plus éloignée du Soleil que Mercure. Vénus (planète)
Vénus possédant des températures de surface de près de avec une pression atmosphérique 90 fois supérieure à celle de la Terre, l'impact extrême de l'effet de serre rend improbable la vie à base d'eau comme elle est actuellement connue. Devana Chasma
Devana Chasma (ou gouffre Devana) est un chasma sur Vénus, d'une longueur de 4000 km, d'une largeur de 150 à 250 km, et d'une profondeur atteignant 5 km. La plupart des failles sont orientées vers le nord ou le sud. La faille est située dans la région Beta Regio, là où une élévation du sol de 3000 km a été créée par l'activité volcanique. Les panaches du manteau qui remontent du bas sont à l'origine de la formation de la zone de rift. Celui-ci connaîtrait une extension lente. Anneau de Vénus
L'anneau de Vénus est un disque de poussières circumsolaire situé au niveau de l'orbite de Vénus. Son existence, suspectée depuis les années 1970, a été confirmée fin . Il se présente sous la forme d'un double anneau encadrant l'orbite de la planète. Sa disposition et sa structure diffèrent sensiblement des anneaux des planètes géantes telles que Saturne, et sont similaires à celles de l'anneau de la Terre, en avant et en arrière de l'orbite de celle-ci. Vénus (planète)
À l'œil nu, Vénus est le troisième objet naturel le plus brillant du ciel (après le Soleil et la Lune). Elle apparaît comme un point blanc brillant avec une magnitude apparente variant entre -4,6 et -3,7 (moyenne de -4,14 et écart-type de 0,31), et un diamètre apparent compris entre . La magnitude la plus brillante se produit pendant la phase de croissant environ un mois avant ou après la conjonction inférieure. La planète est suffisamment brillante pour être vue dans un ciel clair en journée mais est plus facilement visible lorsque le soleil est bas à l'horizon ou en train de se coucher. Du fait de sa luminosité elle est le seul objet céleste du ciel nocturne, mis à part la lune, à pouvoir projeter une ombre sur le sol terrestre. En tant que planète inférieure de la Terre, son élongation (c'est-à-dire l'angle marqué entre la planète et le soleil dans le ciel terrestre) connaît une valeur maximale de 47°. High Altitude Venus Operational Concept
Vénus est une planète avec un très important effet de serre, et connaissant des températures de surface et pression de et de , respectivement. Les moteurs de fusée conventionnels ne fonctionnent pas avec de telles pressions. Par conséquent, les missions humaines à Vénus ont été historiquement considérées comme peu pratiques, voire impossibles. Cependant, Vénus présente des avantages pour les voyages en équipage : elle est plus proche que Mars, a une gravité semblable à la Terre () et une atmosphère qui offre une protection contre les rayonnements solaires et interstellaires. Vénus (planète)
En septembre 2020, le grand réseau d'antennes millimétrique/submillimétrique de l'Atacama et le James Clerk Maxwell Telescope observent la signature de phosphine gazeuse dans le spectre de l'atmosphère de Vénus, et ce en l'absence de mécanismes naturels abiotiques connus de production en quantité suffisante de cette molécule sur une planète tellurique. Toutefois, l'article paru dans "Nature" reste prudent : . La NASA ainsi que différents journaux scientifiques appellent à la prudence sur les résultats de détection de la phosphine ainsi que sur ses potentielles origines. En novembre, l'observation elle-même est contestée, notamment en raison d'erreurs de calibration du télescope. Vénus (planète)
Aussi, elle est représentée dans la fiction depuis le . La forte couverture nuageuse vénusienne laisse également aux écrivains de science-fiction toute latitude pour spéculer sur les conditions de vie à sa surface, d'autant plus que les premières observations ont montré que non seulement sa taille était similaire à celle de la Terre mais qu'elle possédait une atmosphère substantielle. Plus proche du Soleil que la Terre, la planète est souvent décrite comme plus chaude, mais toujours habitable par les humains ; les écrivains imaginent alors des extraterrestres qu'ils nomment les Vénusiens. Le genre a atteint son apogée entre les années 1930 et 1950, à une époque où la science avait révélé certains aspects de Vénus, mais pas encore la dure réalité de ses conditions de surface ; on peut notamment citer "Dans les murs d'Eryx" de H.P. Lovecraft en 1939", Parelandra" de C. S. Lewis en 1943 et "Les Océans de Vénus" d'Isaac Asimov en 1954. Cependant, après les premières missions d'exploration robotisé, les résultats montrent qu'aucune forme de vie n'y est possible à la surface. Cela met un terme à ce genre particulier reposant sur l'espérance d'une Vénus habitée. Atmosphère de Vénus
La sonde Venus Express a montré grâce à l'occultation stellaire que la brume atmosphérique s'étendait plus haut du côté obscur que du côté ensoleillé. Sur cette dernière la couche nuageuse a une épaisseur de et s'étend jusqu'à , tandis que sur la face obscure la couche de nuages atteint les d'altitude — jusque dans la mésosphère, allant jusqu'à sous la forme d'une brume translucide. Atmosphère de Vénus
La sonde de la Agence d'exploration aérospatiale japonaise (JAXA), Akatsuki lancée en 2010, devait étudier la planète pendant deux ans, dont la structure et l'activité de l'atmosphère. À la suite d'un incident, la sonde est actuellement en orbite mais ne peut effectuer sa mission. Une de ses cinq caméras, appelées « IR2 », devrait être capable d'analyser l'atmosphère de la planète en dessous de son épaisse couche de nuages en plus de l'analyse de son mouvement et de ses composants. Avec une orbite comprise entre , la sonde aurait pu prendre des photographies de la planète à basse altitude, et aurait dû être en mesure de confirmer la présence de volcans en activité et d'éclairs. Aphrodite Terra
Aphrodite Terra est l'une des deux principales hautes terres de la planète Vénus, longeant l'équateur par le sud sur une quinzaine de milliers de kilomètres avec une altitude moyenne de , l'autre « continent » vénusien étant Ishtar Terra, près du pôle nord. Vénus (planète)
La NASA obtient des données supplémentaires en 1978 avec le projet Pioneer Venus qui comprend deux missions distinctes : Pioneer Venus Orbiter et Pioneer Venus Multiprobe. Le programme soviétique Venera réalise en , lorsque les sondes Venera 15 et 16 sont placées en orbite, une cartographie détaillée de 25 % du terrain de Vénus (du pôle nord à 30° de latitude nord). Vénus (planète)
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. L'orbite vénusienne étant légèrement inclinée par rapport à l'orbite terrestre, lorsque la planète passe entre la Terre et le Soleil elle ne traverse généralement pas la face du Soleil. Ainsi, les transits de Vénus se produisent alors lorsque la conjonction inférieure la planète coïncide avec sa présence dans le plan de l'orbite terrestre, plus précisément quand elles croisent la ligne d'intersection de leurs plans orbitaux. Cet événement est rare à l'échelle de temps humaine du fait des critères nécessaires à cette observation : les transits de Vénus se produisent par cycles de , le schéma actuel étant des paires de transit séparée de huit ans et se produisant à des intervalles d'environ ou . Ce modèle fut découvert pour la première fois en 1639 par l'astronome anglais Jeremiah Horrocks. Vénus (planète)
Bien que les conditions de surface sur Vénus n'y soient pas propices, certains spéculent sur la possibilité de vie dans les couches supérieures des nuages de Vénus (où les températures varient entre ), malgré un environnement acide. Exploration de Vénus
Le projet "Pioneer Venus" marque le retour de la NASA à l'étude de Vénus. L'agence spatiale américaine a concentré jusque-là ses efforts sur Mars (Programme Viking) et les planètes externes (Programme Voyager). Après avoir envisagé au début des années 1970 une coopération avec l'agence spatiale européenne de l'époque, l'ESOC, la NASA décide en aout 1974 de développer deux sondes spatiales à faible cout en réutilisant la plateforme d'un satellite de télécommunications. Les deux sondes spatiales sont lancées en 1978 à un peu plus de deux mois d'intervalle. Pioneer Venus Orbiter, lancée le 20 mai 1978, est chargée d'étudier Vénus depuis son orbite. La sonde spatiale emporte notamment un petit radar qui permet d'établir la première carte quasi complète de Vénus : 93 % de la surface est cartographiée avec toutefois une résolution limitée à 1 pixel pour . L'orbiteur survit jusqu'en 1994. La sonde permit d'observer les vents changeants de l'atmosphère vénusienne sur une longue période. Pioneer Venus Multiprobe, lancée le 8 aout 1978, doit analyser l'atmosphère de la planète grâce à quatre sondes atmosphériques. Une des trois petites sondes atmosphériques survécut à l'atterrissage sur le sol vénusien qu'elle avait heurté à une vitesse de et continua à émettre durant 67 minutes. C'est la première et la seule sonde américaine à ce jour (2015) à réussir un atterrissage sur Vénus. Les données fournies par les sondes atmosphériques confirment, tout en les précisant, les données obtenues par le programme Venera. Surface and Atmosphere Geochemical Explorer
La mission devait être lancée en par une fusée Delta IV ou Atlas V et atteindre la planète Vénus en . Arrivé aux abords de Vénus, l'atterrisseur se détache du vaisseau mère pour pénétrer dans l'atmosphère de la planète. L'atterrisseur se sépare alors de la sonde spatiale puis descend dans l'atmosphère vénusienne en effectuant des analyses. À partir d'une altitude de , les caméras commencent à prendre des photos de la surface. Après une descente d'une heure, elle atterrit en douceur et entame une étude du sol et de l'atmosphère. L'atterrisseur est conçu pour résister trois heures aux conditions de température régnant sur le sol vénusien. Une fois à la surface, une foreuse fixée au bout d'un bras amovible va rechercher un échantillon de sol à de la surface et donc non altéré par les différents phénomènes atmosphériques. Ces roches sont étudiées à l'aide d'un microscope puis visées par un laser. Les gaz libérés sont analysés par des spectromètres de masse neutre et gamma. Quatre caméras effectuent des prises de vue durant la descente et au sol. Le vaisseau mère qui n'effectue qu'un survol de Vénus retransmet les données vers la Terre. Tellervo Chasma
La Tellervo Chasma est une vallée très encaissée () de la surface de Vénus. Phases de Vénus
Le cycle complet dure 584 jours. Il s'agit du temps nécessaire à Vénus pour dépasser la Terre sur son orbite. Le diamètre apparent de Vénus passe de 9,9 secondes d'arc (en conjonction supérieure) à un maximum de 68 secondes d'arc (en conjonction inférieure). L'éclat de la planète atteint son maximum (avec une magnitude valant alors -4,5) lorsque Vénus est en phase de croissant intermédiaire (28 %), à un point de son orbite où elle se trouve à 68 millions de kilomètres de la Terre. C'est la combinaison de sa relative proximité avec l'épaisseur du croissant qui lui font atteindre sa luminosité maximale. Les premières observations connues des phases de Vénus sont dues à Galilée à la fin de l'année 1610 (et publiées en 1613). Grâce à une lunette astronomique, Galilée put observer que Vénus présentait successivement toutes les phases. Ceci était contraire au modèle géocentrique en vigueur à l'époque, dans lequel Vénus tourne autour d'un point situé entre la Terre et le Soleil (ce point, tout comme le Soleil, tourne autour de la Terre) : Vénus étant toujours à peu près entre la Terre et le Soleil, on ne devrait jamais voir plus qu'une petite partie de sa face éclairée. L'observation de toutes les phases invalidait donc le modèle géocentrique, n'étant compatible qu'avec les modèles héliocentriques ou géo-héliocentriques. Vénus (planète)
Parce que sa rotation est si lente, Vénus est très proche d'une sphère avec un aplatissement presque nul. Aussi, l'équateur de Vénus tourne à tandis que celui de la Terre tourne à . La rotation de Vénus a ralenti pendant les 16 ans s'étant écoulés entre les visites des véhicules spatiaux "Magellan" et "Venus Express" : le jour sidéral vénusien a augmenté de dans ce laps de temps. Atmosphère de Vénus
D'après le , la température à la surface de Vénus est très élevée et ne varie que très peu. Champ magnétique planétaire
Vénus ne possède aucun champ magnétique mesurable. La planète a pourtant une taille et une structure similaires à la Terre. La comparaison entre les deux planètes est donc un moyen de comprendre les mécanismes qui expliquent le champ magnétique planétaire. L'échange de chaleur convectif entre le noyau de Vénus et son manteau sont pratiquement terminés. Cela expliquerait à la fois l'absence de champ magnétique sur Vénus et son manque d'activité tectonique de 500 millions d'années. Vénus (planète)
En 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 . Une permet de confirmer qu'il s'agit bien de Vénus, entourée de blanc en bas à droite du grand cyprès. Le peintre indique également explicitement la présence de l'objet céleste dans ses lettres. La planète est également visible dans ses peintures "Route avec un cyprès et une étoile" et "La Maison blanche, la nuit", réalisées en 1890 et peu avant la mort de l'artiste. Vénus (planète)
Vénus posséderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète., composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant ) un océan magmatique, d'une épaisseur de . Liste des cratères de Vénus
Vénus est une planète dont la surface est essentiellement recouverte de plaines et de bassins ainsi que de deux chaînes montagneuses majeures. Les cratères sur Vénus sont assez peu nombreux comparativement aux autres planètes du système solaire. Le nombre de cratères sur la planète s'élève à 900 recensés à ce jour, ce qui est caractéristique d'un sol relativement jeune. Pioneer Venus
Au moment du lancement des sondes du programme " en 1978, 22 engins spatiaux de tout type (survol, orbiteur, atterrisseur, sonde atmosphérique) ont été lancés vers Vénus dont 10 ont atteint leur objectif. Les missions soviétiques du programme "Venera" en particulier ont collecté suffisamment de données pour permettre de dresser une image relativement complète de Vénus. L'atmosphère est constituée de 96,5 % de dioxyde de carbone et de 3,5 % d'azote. À la surface, la pression atteint 92 fois celle de la Terre au niveau des océans. Entre les altitudes de on trouve des nuages d'acide sulfurique. Il n'existe que des traces infimes d'eau : 100 parties par million dans l'atmosphère et aucune étendue d'eau libre à la surface. La température en surface est très élevée atteignant 735 kelvins (). L'ionosphère est comparable à celle de la Terre mais la planète est dépourvue de champ magnétique significatif. Les plateaux et montagnes de Vénus atteignent des altitudes supérieures à ce qu'on trouve sur Terre mais les parties basses n'atteignent qu'un cinquième de la profondeur des abysses terriennes. Géologie de Vénus
La croûte de Vénus semble être de 50 km d'épaisseur, composée de roches silicatées. Son manteau est d'environ 3000 km d'épaisseur, mais sa composition est inconnue. Puisque Vénus est une planète tellurique, on présume qu'elle a un noyau semi-solide de fer et nickel de rayon d'environ 3000 km. Liste des sondes spatiales
La planète Vénus, relativement proche de la Terre, est difficile à étudier : son atmosphère opaque masque sa surface et est particulièrement agressive pour tout ce qui la traverse tandis qu'à la surface la pression atmosphérique et la température y sont telles que parvenir à faire survivre quelques heures une sonde spatiale constitue en soi un exploit. Le programme Venera (1961-1981) est la grande réussite du programme d'exploration de l'Union soviétique avec des sondes spatiales qui ont réussi à transmettre des informations succinctes sur la surface. La NASA a envoyé vers Vénus un nombre réduit de sondes spatiales par comparaison avec Mars aux objectifs plus modestes que les missions soviétiques mais avec une grande réussite. Depuis la fin des années 1980, Vénus est délaissée malgré son intérêt sur le plan scientifique : seules deux nouvelles sondes spatiales (japonaise et européenne) de type orbiteur ont été lancées vers la planète. Histoire de l'eau dans le système solaire
Sur Vénus, la présence en grande quantité de dioxyde de carbone et d’eau sous forme de vapeur a provoqué un effet de serre qui s’est rapidement amplifié, de sorte que la température à la surface de Vénus s’est peu à peu élevée jusqu’aux actuellement enregistrés. En l’absence de l’effet de serre (compte tenu de la distance de Vénus au Soleil), sa température de surface devrait plutôt être de l’ordre de . La pression du dioxyde de carbone à la surface de Vénus étant restée constante, comment peut-on expliquer la disparition de l’eau présente à l’origine et dont la présence dans l’atmosphère est attestée par l’enrichissement en deutérium de la vapeur résiduelle ? Selon les planétologues la vapeur d’eau aurait été dissociée par le rayonnement solaire, l'hydrogène se serait échappé dans l’espace et l'oxygène se serait combiné aux roches de la surface. Volcanisme sur Vénus
En 1991, les radars de la sonde Magellan ont révélé une topographie caractéristique (boucliers, caldeiras, coulées solidifiées) et une relative absence de cratères, preuve d'une activité volcanique majeure sur Vénus il y a moins de 500 millions d'années. Exploration de Vénus
Vénus est une planète aux caractéristiques très proches de la Terre par sa taille et sa distance au Soleil. Elle exerce depuis l'Antiquité une fascination sur les grandes civilisations notamment parce qu'elle constitue l'astre le plus visible dans le ciel après le Soleil et la Lune. Mais à la fin des années 1950, c'est-à-dire au début de l'ère spatiale, les scientifiques disposent de peu d'informations sur cette planète notamment parce que sa surface est en permanence masquée par une couche de nuages opaques. C'est justement à cette époque que les astronomes commencent à utiliser de nouveaux moyens d'investigation - radar, télescopes observant dans l'ultraviolet et l'infrarouge - qui leur permettent de commencer à percer les mystères de la planète. Les données recueillies indiquent que la surface de Vénus comporte moins de relief que la Terre. La présence de grandes quantités de dioxyde de carbone dans l'atmosphère vénusienne est constatée tandis que la vapeur d'eau n'est présente qu'à l'état de traces. Selon certains indices, les couches basses de l'atmosphère sont chaudes et denses. Différentes théories sont avancées pour expliquer ces caractéristiques mais aucune ne s'impose. En 1956, la planète est pour la première fois observée dans le spectre des micro-ondes et les scientifiques découvrent que Vénus se comporte comme un corps noir porté à la température de . Deux hypothèses sont émises : soit cette température est celle de la surface et le scénario d'une Vénus humide doit être révisé de manière radicale, soit ce résultat ne constitue que la résultante de phénomènes électroniques dans l'ionosphère et ne préjuge pas de la température en surface. En ce qui concerne sa vitesse de rotation, la thèse la plus courante est que la planète, comme Mercure, présente toujours la même face au Soleil car comme celle-ci elle serait synchronisée avec l'astre par effet de marée. Pas moins de sept scénarios sont envisagés : Mariner 10
La contribution de Mariner 10 à l'étude de Vénus est modeste mais significative. La sonde met en évidence, à l'aide de son spectromètre ultraviolet, que la couche supérieure de l'atmosphère de Vénus fait le tour de la planète en 4 jours c'est-à-dire bien plus rapidement que la planète elle-même. Mariner 10 montrent une circulation de type Hadley dans l'atmosphère de la planète Vénus et montrent que Vénus a au mieux un champ magnétique faible et que l'ionosphère interagit avec le vent solaire pour former une onde de choc. Vénus (planète)
En 2007, la sonde "Venus Express" découvre l'existence d'un vortex atmosphérique double au pôle sud puis, en 2011, découvre également l'existence d'une couche d'ozone dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune stratosphère. Vénus (planète)
En orbite pendant quatre ans autour de Vénus, entre et , la sonde "Magellan" réalise une cartographie complète et très précise (avec une résolution horizontale inférieure à ) de la surface de la planète. La sonde spatiale utilise 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 d'années), la présence de milliers de volcans 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. Exploration de Vénus
Venera 8 est lancée le 27 mars 1972 et la capsule pénètre dans l’atmosphère de Vénus le 22 juillet. Durant la descente, la vitesse du vent est mesurée à à haute altitude, à d'altitude et à en dessous de . La super-rotation en quatre jours de l'atmosphère vénusienne dans le sens rétrograde est confirmée par ces données. La capsule atterrit à la surface de Vénus à une vitesse de après une descente de 55 minutes. Immédiatement après l'atterrissage, la sonde transmet les mesures de température () et de pression (93 bars) qui confirment les données fournies par Venera 7. Le spectromètre gamma détecte dans les roches de surface 4 % de potassium, 6,5 ppm de thorium et 2,2 ppm d'uranium ce qui les range plutôt dans la catégorie des granites que des basaltes. Ces mesures seront contredites par celles effectuées par les atterrisseurs suivants. La capsule transmet des données durant 63 minutes après son arrivée au sol avant de cesser d'émettre. Vénus (planète)
Par ailleurs, des mesures d'émissivité à réalisées en suggèrent une relative abondance des granites et autres roches felsiques sur les terrains les plus élevés de la planète. Cela 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 . Vénus (planète)
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. 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 ; ou encore de Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont certains sommets, récents, dépasseraient 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. La nomenclature planétaire actuelle est de nommer les caractéristiques vénusiennes d'après des femmes historiques et mythologiques. Volcanisme sur Vénus
La surface de Vénus possède : Terraformation
Le principal obstacle à la Terraformation de Vénus est sa température de surface pouvant dépasser les . La pression y est d'environ celle de l'atmosphère de la Terre et elle est recouverte de nuages d'acide sulfurique. Vénus fait cependant à peu près le même diamètre que la Terre. Géologie de Vénus
Les données de "Pioneer Venus Orbiter" indiquent que Vénus n'a pas de champ magnétique significatif. Le champ magnétique d'une planète est produit par une dynamo dans son noyau. Une dynamo nécessite un liquide conducteur, la rotation et la convection. On pense que Vénus a un noyau électriquement conducteur, et bien que sa période de rotation soit très longue (243,7 jours terrestres), les simulations montrent que c'est suffisant pour produire une dynamo. Cela implique que Vénus n'a pas de convection dans le noyau. La convection se produit quand il y a une grande différence de température entre la partie intérieure et extérieure du noyau, mais puisque Vénus n'a pas de tectonique des plaques pour laisser échapper la chaleur, il est possible qu'elle n'ait pas de noyau interne ou que son noyau ne soit pas présentement en refroidissement. Tamfana Corona
Tamfana Corona couvre une surface circulaire d'environ de diamètre. Cette formation fait partie des 59 coronae de plus de de diamètre sur la surface de Vénus. Vénus (planète)
Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est parfois appelée la de la Terre en raison des similitudes relatives de leurs diamètres, masses, proximités au Soleil et compositions. Par d'autres aspects, elle est radicalement différente de la Terre : son champ magnétique est bien plus faible et elle possède une atmosphère beaucoup plus dense, composée de dioxyde de carbone à plus de 96 %. La pression atmosphérique à la surface de la planète est ainsi supérieure à celle de la Terre, soit environ la pression ressentie, sur Terre, à sous l'eau. Elle est de loin la planète la plus chaude du Système solaire avec une température de surface moyenne de (). La planète est enveloppée d'une couche opaque de nuages d'acide sulfurique, hautement réfléchissants pour la lumière visible, empêchant sa surface d'être vue depuis l'espace. Bien que la présence d'océans d'eau liquide à sa surface par le passé soit supposée, la surface de Vénus est un paysage désertique sec et rocheux où se déroule toujours un volcanisme. La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés et consiste essentiellement en de vastes plaines géologiquement très jeunes : quelques centaines de millions d'années. EnVision
Vénus est un objectif scientifique essentiel dans le domaine de la planétologie. Avec la Terre il s'agit de la seule planète du système solaire située dans la zone habitable et elle a donc un rôle central à jouer dans la construction des modèles d'évolution des planètes de ce type. Les conditions qui y règnent résultent de l'emballement d'un effet de serre dont les mécanismes présentent un intérêt particulier pour la Terre car il pourrait toucher celle-ci du fait des activités humaines. Les exoplanètes découvertes qui sont situées dans la zone habitable sont généralement situées à une distance de leur étoile similaire à celle de Vénus du fait du biais d'observation créé par la méthode de détection. Notre compréhension de Vénus pourrait donc être importante pour interpréter les données recueillies. Vénus (planète)
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 ces ions 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. 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 deutérium sur protium dans l'atmosphère supérieur à à ceux trouvés dans le reste du Système solaire. EnVision
Vénus est une planète terrestre aux caractéristiques très proches de celles de la Terre : diamètre, distance du Soleil, composition. À l'origine son atmosphère était sans doute similaire à celle de la Terre avec une eau à l'état liquide présente en abondance à sa surface. Mais les deux planètes ont par la suite évolué de manière divergente : alors que Vénus se situe dans la zone habitable du système solaire, la température à sa surface dépasse 460° (température de fusion du plomb) et la pression atmosphérique de est équivalente à celle rencontrée en plongée à 1000 mètres de profondeur, là où ne s'aventurent que des sous-marins de recherche. Son atmosphère, dépourvue d'eau, est composée principalement de dioxyde de carbone et le diazote. Planète tellurique
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. Mais cette précision est spéculative, 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. Phases de Vénus
Les phases de Vénus sont causées par le fait que l'orbite de Vénus est plus proche du Soleil que celle de la Terre (on dit que Vénus est une "planète intérieure"). La taille de la surface de Vénus "à la fois" éclairée par le Soleil "et" visible depuis la Terre varie donc au cours du temps, de la même façon que la portion éclairée de la Lune visible depuis la Terre change au cours du mois. L'étendue de la surface éclairée de Vénus apparaît comme maximale lorsque la planète se trouve « derrière » le Soleil, du côté opposé à la Terre (conjonction supérieure). Elle apparaît comme un quartier lorsque l'angle dans le ciel entre la planète et le Soleil atteint son maximum, une position qui correspond à son élongation maximale. Vénus apparaît comme un « croissant » lorsqu'elle se trouve du même côté du Soleil que la Terre. Ce croissant est d'autant plus fin que l'angle dans le ciel entre Vénus et le Soleil se réduit. Vénus (planète)
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. Vénus aurait donc pu évoluer naturellement sur plusieurs milliards d'années vers une rotation rétrograde sans avoir à faire intervenir de collision avec un corps massif. La période de rotation observée aujourd'hui pourrait ainsi être un état d'équilibre entre un verrouillage par effet de marée dû à la gravitation du Soleil, qui a tendance à ralentir la rotation, et une marée atmosphérique créée par le chauffage solaire de l'atmosphère vénusienne épaisse qui l’accélérerait. 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. Vénus (planète)
La basse atmosphère se situe entre d’altitude et est relativement transparente. Manteau planétaire
Le manteau de Vénus, certainement constitué de silicates, occupe une épaisseur d'environ et compte pour 70 % de sa masse. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant ) un océan magmatique, d'une épaisseur de . Vénus (planète)
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. 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. Maxwell Montes
En raison de leur altitude particulièrement élevée, les sommets de Maxwell Montes sont les points de la surface vénusienne qui connaissent les températures et les pressions atmosphériques les plus faibles de toute la planète, respectivement et (soit environ et ). À cette altitude, l'atmosphère de Vénus n'est plus un fluide supercritique — le dioxyde de carbone , qui en constitue , cesse de l'être à moins de (), même si le diazote pur le demeure jusqu'à () — pour redevenir un gaz. Liste des formations géologiques de Vénus
Voici une liste des formations géologiques de Vénus, la deuxième planète du système solaire en termes de distance au Soleil. Vénus est classée comme planète tellurique et ses taille, gravité et composition géologique presque similaires à celle de la Terre lui ont valu le surnom de « sœur de la Terre ». La surface de Vénus est couverte par une atmosphère dense et présente les signes d'une activité volcanique ancienne et violente, ainsi que d'une activité tectonique originale. Elle possède des volcans boucliers et composites similaires à ceux de la Terre, et d'autres types de volcans qui n'y ont pas d'équivalent. Quadrangles de Vénus
L'USGS a divisé la surface de Vénus en 8 quadrangles au . Volcanisme sur Vénus
En 2012, une forte variabilité du dioxyde de soufre atmosphérique, dans le temps et dans l'espace, est mise en évidence à partir des observations des sondes Pioneer en 1970-1980 et de Venus Express. Ces variations ne semblent s'expliquer que par un volcanisme actif ou par des oscillations de l'atmosphère, encore incomprises. En 2014, la Conférence sur la science lunaire et planétaire a permis de présenter une première observation d'un volcanisme en cours sur la planète. En effet, grâce à sa VMC ("Venus Monitoring Camera") et par le biais d'observations effectuées les 22 et puis le de la même année, la sonde européenne Venus Express aurait détecté des taches brillantes et éphémères dans la région de Ganiki Chasma. Il s'agit d'un réseau de fractures jouxtant la plaine de Ganiki, et situé non loin des grands volcans Ozza Mons et Maat Mons. Réalisées à une longueur d'onde d'un micromètre, ces détections mettent en évidence des températures au sol anormalement élevées, au sein d'un rift localisé dans une région assez jeune, pouvant être dues à une éruption ou une coulée de lave. La nature de ces taches n'a toutefois pas été formellement identifiée, celles-ci pouvant également être dues à l'atmosphère de la planète.