Vénus est une planète tellurique très similaire à la nôtre par ses dimensions et sa masse. Un peu plus petite et 0,82 fois mois massive que la Terre, rocheuse comme elle, elle s'en distingue toutefois par une évolution nettement différente de son atmosphère, principalement composée de gaz carbonique (CO2) et excessivement épaisse. Les nuages d'acide sulfurique qui évoluent à très haute altitude masquent complètement la surface de la planète. 

Sur Vénus, un effet de serre intense piège la chaleur du Soleil. La température au sol atteint ainsi les 730 K (457°C). Cette température, suffisante pour faire fondre le plomb et le zinc est la température de surface est la plus élevée connue dans le Système solaire.
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La révolution de Vénus
Vénus planète gravite entre Mercure et la Terre, à peu près à mi-distance de l'une et de l'autre : sa distance moyenne au Soleil est de 108.100.000 km (soit 0,72333 unités astronomiques), alors que celle de Mercure est de 57.900.000 km, et celle de la Terre de 149.500.000 km.

La planète effectue sa révolution sidérale en 224, 700787 jours, avec une vitesse moyenne de translation de 35 km par seconde. L'orbite qu'elle décrit n'a qu'une excentricité de 0,0068433 (l'excentricité de l'orbite terrestre est de 0,01677); elle est donc presque exactement circulaire. Elle est inclinée sur la nôtre de 3° 23' 35".

De même que Mercure, et parce qu'elle a, elle aussi,son orbite comprise dans celle de la Terre, Vénus nous paraît osciller de part et d'autre du Soleil. Elle ne s'en écarte jamais de plus de 48°, sa plus grande distance angulaire ou élongation variant entre 45° et 48°. On la voit, suivant les époques, comme étoile du matin (Lucifer) ou étoile du soir (Vesper), ce qui a même fait croire pendant longtemps à l'existence de deux planètes distinctes. Elle ne se lève que quatre heures au plus avant l'astre du jour et est toujours couchée quatre heures après lui. 

Les phases de Vénus.
C'est Galilée qui a remarqué le premier, en septembre 1610, les phases de Vénus. Depuis, ces phases ont fait l'objet de nombreuses observations. Elles se reproduisent suivant un cycle de 584 jours. Seule la distance apparente de la planète au Soleil à l'époque de sa conjonction varie, du fait de l'inclinaison de son orbite sur l'orbite terrestre. Ces phases sont analogues à celles de la Lune et perceptibles, paraît-il, pour une vue exceptionnelle, à l'oeil nu. Une lunette de moyenne puissance permet, en tout cas, de les reconnaître. A sa conjonction supérieure, c'est-à-dire lorsqu'elle est, par rapport à nous, derrière le Soleil, elle a l'aspect d'une pleine lune, mais comme son éloignement de la Terre est alors maximum, elle se trouve réduite à un petit disque de 9,5" de diamètre. A mesure qu'elle avance vers l'Est, elle se rapproche de nous et, en même temps qu'elle grandit, a une partie de plus en grande de son disque plongée dans l'ombre. Lorsqu'elle passe à sa quadrature (élongation orientale), elle n'est plus qu'une demi-lune. Son diamètre apparent est de 23". A sa conjonction inférieure, ce diamètre est de 62", tandis que du disque il ne reste plus qu'un mince croissant. Puis elle repasse, vers l'occident, par les mêmes étapes. Elle se montre alors avant le lever du Soleil (étoile du matin), tandis que, lorsqu'elle était à l'orient, on la voyait après son coucher (étoile du soir). 

Son éclat est loin, du reste, de correspondre à ses dimensions apparentes. Il est le plus vif, Vénus est dans toute sa beauté, lorsqu'elle brille à 39° environ de sa conjonction inférieure, 69 jours avant et après celle-ci. A ces deux époques, aucune étoile ne la surpasse, et, quand l'atmosphère est très pure, elle projette des ombres à l'égal de la nouvelle lune. Il se produit, en outre, tous les huit ans, des maximums d'éclat. 

Les passages de Vénus devant le Soleil.
Lorsque la conjonction inférieure est parfaite, c'est-à-dire lorsque Vénus passe juste entre le Soleil et nous, elle se projette sur celui-ci sous forme d'un disque absolument noir, qui le traverse de l'Est vers l'Ouest en un temps chaque fois variable (jusqu'à 7 heures 1/2). Ce phénomène, connu sous le nom de passage de Vénus sur le Soleil et chaque fois très suivi des astronomes en raison de l'importance qu'il présentait pour la détermination des parallaxes, a une périodicité singulière : elle est alternativement de 113 ans et demi et de 8 ans, les deux derniers passages se sont produits les 7 juin 2004 et 5 juin 2012.

La géologie de Vénus

La surface de Vénus est principalement constituée de plaines ondulées, parsemées de quelques hautes terres montagneuses. Les cratères causés par les impacts de météorites y sont rares. Cela est dû au bouclier protecteur offert par l'atmosphère, mais aussi au renouvellement du sol par une importante et récente activité volcanique. Vénus compte plus de 500 000 volcans. Certains sont peut-être encore en activité.

Bien que Vénus ait à peu près la même taille et la même composition que la Terre, elle ne présente pas le même type de tectonique des plaques que la Terre, et son absence d'érosion hydrique (et son absence presque complète d'érosion éolienne) se traduit par un aspect de surface très différent.

Le sol.
Les atterrisseurs Venera des années 1970 ont pu photographier leur environnement et collecter des échantillons de surface pour en faire une analyse chimique avant que leurs instruments ne cèdent. La lumière diffuse du soleil frappant la surface était teintée de rouge par les nuages, et le niveau d'éclairement équivalait à un lourd ciel couvert sur Terre.
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Les sondes ont découvert dans les zones d'atterrissage un paysage désertique pierreux, plat et désolé, avec des affleurements et des plaques constituées d'un matériau sombre, suggérant l'action d'une certaine érosion chimique. Certaines roches peuvent  être des éjectas d'impacts, mais, pour l'essentiel, les analyses radioactives du sol suggèrent une prédominance de roches d'origine volcanique, dont la composition est similaire au basalte, mais avec une concentration inhabituellement élevée de potassium. Parfois ces matériaux basaltiques rappellent ceux trouvés sur les fonds marins terrestres. 

Les cartes radar de Vénus, particulièrement celles obtenues par la sonde Magellan au début des années 1990, révèlent une planète qui ressemblerait beaucoup à la Terre si la surface de notre planète n'était pas constamment modifiée par l'érosion et le dépôt de sédiments. Parce qu'il n'y a pas d'eau ou de glace sur Vénus et que les vitesses des vents de surface sont faibles (de l'ordre de 3 ou 4 km/h), presque rien n'obscurcit ou n'efface les formations géologiques complexes produites par les mouvements de la croûte de Vénus, par les éruptions volcaniques et par les impacts météoritiques. 

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Les grandes formations vénusiennes.
Environ 70% de la surface de Vénus est couverte par d'immenses plaines de lave de basse altitude (planitia), 20% par des régions dépressionnaires et les 10% restants par des hautes terres, de type continent (terra). 

Les plaines basses.
Superficiellement, les plaines basses ressemblent aux bassins océaniques basaltiques de la Terre, mais elles ne se sont pas produites de la même manière. Bien que la convection (avec l'ascension de matériaux chauds qu'elle signifie) dans son manteau ait généré de grandes contraintes dans la croûte de Vénus, elles n'ont pas mis en mouvement de grandes plaques continentales. La formation des plaines de lave de Vénus ressemble davantage à celle des mers lunaires ou des grandes plaines martiennes. Les deux étaient le résultat d'éruptions de lave généralisées sans la propagation de la croûte associée à la tectonique des plaques. Les principaux bassins sont Atalanta Planitia, Guinevere Planitia et sa voisine Sedna Planitia, dans l'hémisphère Nord, Lavinia Planitia dans l'hémisphère Sud.

Les hautes terres.
S'élevant au-dessus des plaines de lave des basses terres se trouvent trois principaux ensembles  montagneux ou hauts plateaux : Ishtar Terra près du pôle Nord, Aphrodite Terra qui s'étend le long de l'équateur et, de dimensions plus modestes, Lada Terra, près du pôle Sud. 

Ces hautes terres regroupent des montagnes (mons ou montes), tels celles de Ishtar Terra : Maxwell Montes, Freyja Montes, Akna Montes et Danu Montes, par exemples, des plateaux ou hautes plaines (planum), telles Lakshmi Planum au Sud-Ouest d'Ishtar Terra, et des zones volcaniques. 

Il existe aussi de plateaux plus petits (regiones; regio au singulier), qui s'élèvent au-dessus des hautes terres ou à leur périphérie (Ovda Regio, Thétis Regio à l'Ouest d'Aphrodite Terra),  ou même au-dessus des plaines (Alpha Regio, Beta Regio, avec ses deux grands volcans boucliers Rhea Mons et Theia Mons, Themis Regio, etc.). 

Les formations de type regio sont couvertes de terrains hautement déformés, plissés et fracturés en deux ou trois dimensions, qui sont appelés tesserae (tessera au singulier). Ces terrains dont on ne connaît des exemples que sur Vénus, existent aussi ailleurs sur les hautes terres ou sur les basses plaines.

Des dépressions profondes, allongées et escarpées (chasma) peuvent sillonner toutes ces régions.

Les cratères d'impact et l'âge de la surface de Vénus.
L'atmosphère épaisse de Vénus protège la surface des impacts en brûlant les météorites de plus petite masse bien avant qu'ils n'atteignent la surface, si bien que ce sont seulement les plus plus gros météorites  qui ont laissé des traces d'impacts sur la sol vénusien. Les dénombrements révèlent ainsi très peu de cratères de moins de dix kilomètres de diamètre, ce qui indique que les projectiles de moins d'un kilomètre environ (la taille qui produit généralement un cratère de 10 kilomètres) ont été arrêtés par l'atmosphère. Ces cratères d'un diamètre de 10 à 30 kilomètres sont fréquemment déformés ou multiples, à l'image du cratère triple Stein (ci-dessous), apparemment parce que le projectile entrant s'est brisé dans l'atmosphère avant de pouvoir toucher le sol. 

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Le nombre des grands cratères d'impact des plaines vénusiennes permet de déduire que la surface de Vénus a un âge moyen qui se situe seulement entre 300 et 600 millions d'années. Cela signifie que Vénus est bien une planète à activité géologique persistante, intermédiaire entre celle des bassins océaniques de la Terre (plus jeunes et plus actifs) et celle de ses continents (plus anciens et moins actifs).

Presque tous les grands cratères de Vénus n'ont subi qu'une faible dégradation; ils ont été  peu remplis par de la lave ou de la poussière soufflée par le vent. Les taux d'érosion ou de dépôt de sédiments sont donc très faibles. Peu de chose a affecté les plaines vénusiennes depuis qu'elles ont été resurfacées  pour la dernière fois par une activité volcanique à grande échelle. Apparemment, Vénus a connu une sorte de convulsion volcanique à l'échelle de la planète il y a entre 300 et 600 millions d'années, un événement qui n'a eu aucun équivalent dans l'histoire terrestre.

Le volcanisme de Vénus.
Le volcanisme est partout présent sur Vénus.  Les éruptions volcaniques sont le principal moyen de renouvellement de la surface. Ainsi, les basses plaines ont-elles été inondées par de grandes coulées de lave très fluide détruisant les anciens cratères et générant une surface jeune. Par ailleurs, de nombreuses montagnes volcaniques plus récentes et d'autres structures peuvent-elles être associées à des points chauds (lieux où la convection dans le manteau de la planète transporte la chaleur intérieure vers la surface).

Des milliers de volcans plus petits parsèment la surface. Les images de la sonde Magellan, malgré leur résolution limitée, permettent de découvrir des cônes ou des dômes aussi petits que quelques centaines de mètres de diamètre. La plupart d'entre eux ressemblent à des volcans terrestres. 

Tous les volcans résultent d'éruptions de lave à la surface de la planète. Mais la lave chaude qui monte de l'intérieur d'une planète n'arrive pas toujours à la surface. Cette lave ascendante peut s'accumuler pour produire des renflements dans la croûte. Sur Vénus, ces renflements sont courants et  produisent des formations diverses, telles les dômes en crêpe (pancakes), les couronnes (coronae), les tiques et, peut-être, les arachnoïdes :

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Activité tectonique.
Si l'on étudie la surface de Vénus d'un point de vue tectonique, autrement si l'on s'intéresse à ses déformations dont l'origine est le mouvement la matière en fusion dans le manteau (courants de convection), on constate que sur les plaines basses de Vénus, les forces tectoniques ont brisé la surface de la lave pour créer des motifs remarquables de crêtes et de fissures. À quelques endroits, la croûte s'est même déchirée pour générer des vallées de type rift. Les zones de plissements correspondent à un effet de compression horizontale; les zones d'affaissement (grabens) résultent, à l'opposé, à des extensions, des étirements, du terrain. C'est dans ces dernières régions, plus fragiles, que la croûte vénusienne est le plus susceptible d'être transpercée par la montée de magma, et c'est dans ces zones que l'on rencontre préférentiellement les volcans de Vénus. Les formations circulaires associées aux couronnes sont des crêtes et des fissures tectoniques, et la plupart des montagnes de Vénus doivent également leur existence aux forces tectoniques.
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L'atmosphère de Vénus

Les proportions des deux principaux gaz sont très similaires sur Vénus et sur Mars, mais du point de vue de leurs masses, ces atmosphères sont radicalement différentes-: l'atmosphère vénusienne est plus de 10 000 fois plus massive que son homologue martienne. Elle est aussi beaucoup plus massive que celle de la Terre. Son énorme pression de surface équivaut à celle que l'on mesure à 1000 m de profondeur sous la surface de nos océans. Mais l'une des principales différences entre l'atmosphère de Vénus et celle de notre planète tient à l'absence presque complète d'eau dans la première et au rôle majeur que l'eau joue dans la seconde.
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Structure verticale.
L'atmosphère de Vénus est épaisse de 250 km. On peut y distinguer deux composantes principales : la thermosphère et la troposphère dans la région supérieure de laquelle évoluent les nuages.

• La troposphère ressemble à celle de la Terre (L'atmosphère de la Terre), mais elle n'existe que du côté jour de Vénus. Les températures y montent de 180 K environ à 100 km à environ 300 K dans l'exosphère. Du côté nuit de la planète, le profil thermique n'est plus celui d'une thermosphère : la température chute d'environ 180 K à 100 km à 100 K à 150 km. La transition entre les températures du côté jour et les températures du côté nuit est très abrupte.

• La troposphère est située entre le sol et la thermosphère. Au-dessus de 75 km environ, elle est affectée par des fluctuations diurnes de l'ordre de 25 K et peut être le siège de brumes d'altitude. Au-dessous, l'atmosphère est entièrement régie par la convection : le gaz est chauffé par le bas, circule lentement, s'élevant près de l'équateur et descendant au-dessus des pôles. 

+ Les nuages troposphériques, composés principalement de gouttelettes d'acide sulfurique, se rencontrent sous les couches de brume variables entre 30 et 60 kilomètres au-dessus de la surface. L'acide sulfurique (H2SO4) est formé, haut dans l'atmosphère, sous l'effet du rayonnement ultraviolet du Soleil, à partir de la combinaison chimique du dioxyde de soufre (SO2) et de l'eau (H2O). La température augmente régulièrement depuis le sommet des nuages (environ 300 K) jusqu'à la surface (750 K). 

La super-rotation de l'atmosphère vénusienne. - On notera ici le mouvement particulier  constaté dans la région supérieure des nuages : bien que la planète elle-même tourne en 243 jours, les nuages équatoriaux ont une période de rotation de quatre jours seulement (ce qui signifie qu'ils sont poussés par des vents d'une vitesse de 100 m/s). Il s'ensuit que les sommets des nuages se déplacent dans une direction rétrograde 60 fois plus vite que la surface de la planète. Presque toute l'énergie solaire est absorbée au sommet des nuages, ce qui constitue le principal mécanisme d'entraînement de ce qu'on appelle la super-rotation de l'atmosphère. (Les sommets des nuages de Titan et la haute atmosphère de la Terre sont affectés par un phénomène similaire).

+ En dessous de 30 kilomètres, l'atmosphère de Vénus est libre de nuages.  Elle ressemble à un océan gazeux massif, dense et possédant une forte inertie thermique. Les températures y sont les mêmes partout.

Sur Terre, l'effet de serre explique que les températures y soient une quinzaine de degrés plus élevées que s'il n'existait pas. Sur Vénus, l'effet de serre repose sur les mêmes bases que sur Terre, mais comme Vénus contient presque un million de fois plus de CO2, l'effet est beaucoup plus fort. Le CO2 agit comme une couverture épaisse, ce qui rend très difficile le renvoi du rayonnement infrarouge (chaleur) du sol vers l'espace. En conséquence, la surface se réchauffe. L'équilibre énergétique n'est rétabli que lorsque la planète émet autant d'énergie qu'elle en reçoit du Soleil, mais cela ne peut se produire que lorsque la température de la basse atmosphère est très élevée. 

En librairie - Jacques Blamont, Vénus dévoilée. Voyage autour d'une planète, Odile Jacob, 1987.