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VĂ©nus
Planète tellurique
VĂ©nus est une planète tellurique très similaire Ă  la nĂ´tre 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 Ă©volution nettement diffĂ©rente de son atmosphère, principalement composĂ©e de gaz carbonique (CO2) et excessivement Ă©paisse. Les nuages d'acide sulfurique qui Ă©voluent Ă  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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Vénus.
La surface de VĂ©nus. -  Sous les nuages et rĂ©vĂ©lĂ©e par l'imagerie radar, la surface nue de la planète porte la trace d'une histoire de centaines de millions d'annĂ©es d'activitĂ© gĂ©ologique. En haut de l'image, la rĂ©gion claire allongĂ© et affectĂ©e de plissements tectoniques longitudinaux correspond Ă  Aphrodite Terra. Source : NASA; rendu 3D : Celestia.

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 mĂŞme que Mercure, et parce qu'elle a, elle aussi,son orbite comprise dans celle de la Terre, VĂ©nus nous paraĂ®t osciller de part et d'autre du Soleil. Elle ne s'en Ă©carte jamais de plus de 48°, sa plus grande distance angulaire ou Ă©longation variant entre 45° et 48°. On la voit, suivant les Ă©poques, comme Ă©toile du matin (Lucifer) ou Ă©toile du soir (Vesper), ce qui a mĂŞme fait croire pendant longtemps Ă  l'existence de deux planètes distinctes. Elle ne se lève que quatre heures au plus avant l'astre du jour et est toujours couchĂ©e quatre heures après lui. 

Les phases de VĂ©nus.
C'est GalilĂ©e qui a remarquĂ© le premier, en septembre 1610, les phases de VĂ©nus. 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 Ă  l'Ă©poque de sa conjonction varie, du fait de l'inclinaison de son orbite sur l'orbite terrestre. Ces phases sont analogues Ă  celles de la Lune et perceptibles, paraĂ®t-il, pour une vue exceptionnelle, Ă  l'oeil nu. Une lunette de moyenne puissance permet, en tout cas, de les reconnaĂ®tre. A sa conjonction supĂ©rieure, c'est-Ă -dire lorsqu'elle est, par rapport Ă  nous, derrière le Soleil, elle a l'aspect d'une pleine lune, mais comme son Ă©loignement de la Terre est alors maximum, elle se trouve rĂ©duite Ă  un petit disque de 9,5" de diamètre. A mesure qu'elle avance vers l'Est, elle se rapproche de nous et, en mĂŞme temps qu'elle grandit, a une partie de plus en grande de son disque plongĂ©e dans l'ombre. Lorsqu'elle passe Ă  sa quadrature (Ă©longation orientale), elle n'est plus qu'une demi-lune. Son diamètre apparent est de 23". A sa conjonction infĂ©rieure, 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 mĂŞmes Ă©tapes. Elle se montre alors avant le lever du Soleil (Ă©toile du matin), tandis que, lorsqu'elle Ă©tait Ă  l'orient, on la voyait après son coucher (Ă©toile du soir). 

Son Ă©clat est loin, du reste, de correspondre Ă  ses dimensions apparentes. Il est le plus vif, VĂ©nus est dans toute sa beautĂ©, lorsqu'elle brille Ă  39° environ de sa conjonction infĂ©rieure, 69 jours avant et après celle-ci. A ces deux Ă©poques, aucune Ă©toile ne la surpasse, et, quand l'atmosphère est très pure, elle projette des ombres Ă  l'Ă©gal de la nouvelle lune. Il se produit, en outre, tous les huit ans, des maximums d'Ă©clat. 

Les passages de VĂ©nus 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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Vénus : le sol photographié par la sonde Venera 13.
Le sol de Vénus photographié par la sonde Venera-13. - L'horizon est visible en haut (coins gauche et droit) : il semble très proche du fait de la déformation des images par la très dense atmosphère vénusienne. On voit à gauche le cache qui servait à protéger l'objectif de l'appareil photographique. La bande oblique à droite servait pour le calibrage des couleurs.

Les sondes ont dĂ©couvert dans les zones d'atterrissage un paysage dĂ©sertique pierreux, plat et dĂ©solĂ©, avec des affleurements et des plaques constituĂ©es d'un matĂ©riau sombre, suggĂ©rant l'action d'une certaine Ă©rosion chimique. Certaines roches peuvent  ĂŞtre des Ă©jectas d'impacts, mais, pour l'essentiel, les analyses radioactives du sol suggèrent une prĂ©dominance de roches d'origine volcanique, dont la composition est similaire au basalte, mais avec une concentration inhabituellement Ă©levĂ©e de potassium. Parfois ces matĂ©riaux basaltiques rappellent ceux trouvĂ©s sur les fonds marins terrestres. 

Les cartes radar de VĂ©nus, particulièrement celles obtenues par la sonde Magellan au dĂ©but des annĂ©es 1990, rĂ©vèlent une planète qui ressemblerait beaucoup Ă  la Terre si la surface de notre planète n'Ă©tait pas constamment modifiĂ©e par l'Ă©rosion et le dĂ©pĂ´t de sĂ©diments. Parce qu'il n'y a pas d'eau ou de glace sur VĂ©nus 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 gĂ©ologiques complexes produites par les mouvements de la croĂ»te de VĂ©nus, par les Ă©ruptions volcaniques et par les impacts mĂ©tĂ©oritiques. 

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Vénus (image radar).
Le relief de Vénus. - Cette image en fausses couleurs a été réalisée à partir des données radar recueillies par la sonde Magellan entre 1990 et 1995, et complétée grâce aux observations radar effectuées avec le radiotélescope d'Arecibo. Les montagnes sont représentées en rouge, les grandes plaines sont en bleu. Crédit : Magellan Spacecraft, Arecibo Radio Telescope, NASA.

Les grandes formations vénusiennes.
Environ 70% de la surface de VĂ©nus est couverte par d'immenses plaines de lave de basse altitude (planitia), 20% par des rĂ©gions dĂ©pressionnaires 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'Ă©levant au-dessus des plaines de lave des basses terres se trouvent trois principaux ensembles  montagneux ou hauts plateaux : Ishtar Terra près du pĂ´le Nord, Aphrodite Terra qui s'Ă©tend le long de l'Ă©quateur et, de dimensions plus modestes, Lada Terra, près du pĂ´le 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'Ă©lèvent au-dessus des hautes terres ou Ă  leur pĂ©riphĂ©rie (Ovda Regio, ThĂ©tis Regio Ă  l'Ouest d'Aphrodite Terra),  ou mĂŞme 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.

Vénus : une tessera.

Alpha Regio et, Ă  droite, gros plan sur son terrain de tessera. - Cette rĂ©gion est recouverte par un type de terrain appellĂ© tessera, caractĂ©risĂ© par de multiples reliefs entrecroisĂ©s (crĂŞtes, creux et  vallĂ©es de faille Ă  fond plat) qui, ensemble, forment un contour polygonal. Les tesserae, que l'on rencontre sous des formes diverses en plusieurs endroits de la planète, en reprĂ©sentent environ 8% de la surface. On les considère comme les plus vieux de VĂ©nus. (Directement au sud du terrain Ă  crĂŞtes complexe se trouve un grand Ă©lĂ©ment de forme ovoĂŻde, une corona appelĂ©e Eve. Le point lumineux radar situĂ© au centre d'Eve marque l'emplacement du premier mĂ©ridien de VĂ©nus). Source :  USGS/JPL/ Magellan Mission.

Les cratères d'impact et l'âge de la surface de Vénus.
L'atmosphère Ă©paisse de VĂ©nus protège la surface des impacts en brĂ»lant les mĂ©tĂ©orites de plus petite masse bien avant qu'ils n'atteignent la surface, si bien que ce sont seulement les plus plus gros mĂ©tĂ©orites  qui ont laissĂ© des traces d'impacts sur la sol vĂ©nusien. Les dĂ©nombrements rĂ©vèlent 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 gĂ©nĂ©ralement un cratère de 10 kilomètres) ont Ă©tĂ© arrĂŞtĂ©s par l'atmosphère. Ces cratères d'un diamètre de 10 Ă  30 kilomètres sont frĂ©quemment dĂ©formĂ©s ou multiples, Ă  l'image du cratère triple Stein (ci-dessous), apparemment parce que le projectile entrant s'est brisĂ© dans l'atmosphère avant de pouvoir toucher le sol. 

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Vénus : les cratčre Mead et Stein.
Mead, le plus grand cratère de VĂ©nus. -  Il mesure 275 kilomètres de diamètre et possède plusieurs anneaux, son escarpement concentrique le plus interne correspond au bord de la cavitĂ© du cratère d'origine. Le fond plat et un peu plus brillant de Mead est interprĂ©tĂ© comme rĂ©sultant d'un remplissage de la cavitĂ© du cratère par la fonte de matĂ©riau consĂ©cutive Ă  l'impact et/ou par la remontĂ©e de laves volcaniques le long de fissures dans la croĂ»te causĂ©es par cet 'impact. Au sud-est du cratère, la mise en place d'Ă©jectas bosselĂ©s semble avoir Ă©tĂ© entravĂ©e par la topographie des crĂŞtes prĂ©existantes. Le cratère triple Stein. - Figurant ici Ă  une autre Ă©chelle, ce triplet est composĂ© d'un cratère de 14 kilomètres, d'un autre de 11, et d'un dernier mesurant 9 km. Les impacts ont gĂ©nĂ©rĂ© une quantitĂ© considĂ©rable de flux de faible viscositĂ© que l'on pense ĂŞtre constituĂ©s en grande partie de matĂ©riau cible fondu par choc ainsi que de dĂ©bris fragmentĂ©s du cratère. Les trois cratères semblent avoir des parois relativement abruptes  Les dĂ©pĂ´ts d'Ă©coulement des trois cratères s'Ă©tendent principalement vers le nord-est (en haut Ă  droite). Source des deux images : NASA/JPL (imagerie radar de la sonde Magellan).

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 VĂ©nus n'ont subi qu'une faible dĂ©gradation; ils ont Ă©tĂ©  peu remplis par de la lave ou de la poussière soufflĂ©e par le vent. Les taux d'Ă©rosion ou de dĂ©pĂ´t de sĂ©diments sont donc très faibles. Peu de chose a affectĂ© les plaines vĂ©nusiennes depuis qu'elles ont Ă©tĂ© resurfacĂ©es  pour la dernière fois par une activitĂ© volcanique Ă  grande Ă©chelle. Apparemment, VĂ©nus a connu une sorte de convulsion volcanique Ă  l'Ă©chelle de la planète il y a entre 300 et 600 millions d'annĂ©es, un Ă©vĂ©nement qui n'a eu aucun Ă©quivalent dans l'histoire terrestre.

Le volcanisme de VĂ©nus.
Le volcanisme est partout prĂ©sent sur VĂ©nus.  Les Ă©ruptions volcaniques sont le principal moyen de renouvellement de la surface. Ainsi, les basses plaines ont-elles Ă©tĂ© inondĂ©es par de grandes coulĂ©es de lave très fluide dĂ©truisant les anciens cratères et gĂ©nĂ©rant une surface jeune. Par ailleurs, de nombreuses montagnes volcaniques plus rĂ©centes et d'autres structures peuvent-elles ĂŞtre associĂ©es Ă  des points chauds (lieux oĂą la convection dans le manteau de la planète transporte la chaleur intĂ©rieure vers la surface).

Vénus : le volcan Sif Mons.

Sif Mons vu depuis le nord. - Ce volcan a un diamètre de plus de 300 kilomètres et une hauteur de 2 kilomètres. À son sommet se trouve un cratère volcanique, ou caldeira, d'environ 40 kilomètres de diamètre, et ses pentes montrent des coulées de lave qui s'étendent jusqu'à 500 kilomètres de long à travers les plaines fracturées représentées au premier plan jusqu'à la base de Sif Mons. Cette image est une reconstitution 3D réalisée à partir des données radar à synthèse d'ouverture de Magellan combinées à l'altimétrie radar, où les tons clairs correspondent à des reliefs plus accidentés et les tons plus sombres correspondent à des régions au relief plus lisse. La teinte s'inspire des images couleur enregistrées par les engins spatiaux soviétiques Venera 13 et 14. Crédit : USGS / JPL.

Des milliers de volcans plus petits parsèment la surface. Les images de la sonde Magellan, malgrĂ© leur rĂ©solution limitĂ©e, permettent de dĂ©couvrir des cĂ´nes ou des dĂ´mes aussi petits que quelques centaines de mètres de diamètre. La plupart d'entre eux ressemblent Ă  des volcans terrestres. 

Tous les volcans rĂ©sultent d'Ă©ruptions de lave Ă  la surface de la planète. Mais la lave chaude qui monte de l'intĂ©rieur d'une planète n'arrive pas toujours Ă  la surface. Cette lave ascendante peut s'accumuler pour produire des renflements dans la croĂ»te. Sur VĂ©nus, ces renflements sont courants et  produisent des formations diverses, telles les dĂ´mes en crĂŞpe (pancakes), les couronnes (coronae), les tiques et, peut-ĂŞtre, les arachnoĂŻdes :

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Vénus : dômes et couronnes.
Une chaîne de pancakes (dômes en crêpe).
Cette image montre une chaîne de dômes en crêpes à l'Est d'Alpha Regio. Chaque dôme mesure environ 25 km de diamètre et le plus haut mesure environ 750 m de haut. De telles formations, réunies en chaînes ou en grappes, se rencontrent souvent près des couronnes (coronae) et des terrains de type tessera dans les plaines des basses terres. Les dômes en crêpe ont un profil large et plat semblable aux volcans boucliers et ils semblent s'être formés à partir d'une grande et lente éruption de lave visqueuse riche en silice. La plupart de ces dômes présentent une (très) petite fosse centrale, qui apparaîtrait après l'éruption lorsque la lave se refroidit et émet du gaz. Ici, cependant, nous voyons une variété de motifs de fissures sur les dômes. Ceux-ci marquent probablement de petits changements dans la vitesse ou les conditions d'éruption. Il existe beaucoup de dômes qui se chevauchent. La plupart de ces chevauchements semblent provenir d'une série d'épisodes éruptifs. Dans certains cas, cependant, ils peuvent correspondre aussi à des dômes qui se sont formés en même temps.
Deux couronnes (coronae) dans Fortuna Regio. - A gauche, Bahet Corona, qui mesure environ 230 kilomètres de long et 150 kilomètres de large; à droite, une partie d'Onatah Corona, de plus de 350 kilomètres de diamètre. Les deux formations sont entourées d'un anneau de crêtes et de creux, qui coupent par endroits des fractures orientées radialement. Les centres des deux couronnes contiennent également des fractures radiales ainsi que des dômes et des coulées volcaniques. On pense que les couronnes, qui sont toujours de grandes structures dépassant les cent kilomètres de diamètre, se forment lorsque des panaches de matière chaude ascendante dans le manteau poussent la croûte vers le haut qui se bombe d'abord en forme de dôme, puis s'effondre au centre lorsque le magma en fusion se refroidit et s'échappe sur les côtés, laissant une structure en forme de couronne. Les deux couronnes visibles ici peuvent s'être formées en même temps au cours d'un même processus de remontée de magma, ou peuvent indiquer un déplacement vers l'ouest de la remontée mantellique ou même de la croûte.
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Vénus : tique et arachnoide.
Une tique, Ă  la bordure d'Eistla Regio. - Cette formation circulaire a environ 66 km de diamètre. Comme les dĂ´mes en crĂŞpe, les tiques sont Ă©tendues, pour la plupart plates, et elles ont souvent en leur centre une fosse ou une structure d'Ă©vent. La diffĂ©rence est que les tiques sont entourĂ©es d'un rĂ©seau de courtes crĂŞtes radiales. Dans ce cas, la "tĂŞte" de la tique est dĂ©finie par un ensemble de petites fosses d'effondrement. L'origine des crĂŞtes qui forment les "pattes" est inconnue, mais deux options ont Ă©tĂ© proposĂ©es. Selon la première, les crĂŞtes peuvent correspondre aux traces laissĂ©es par des avalanches de matière le long des pentes du dĂ´me. Dans ce cas, la tique est simplement un vieux dĂ´me en crĂŞpe avec un rebord fortement Ă©rodĂ©. La deuxième option est que les crĂŞtes marquent des sortes de digues partant du "corps" central. On ne sait cependant pas pourquoi ces digues devraient avoir formĂ© des crĂŞtes et non des coulĂ©es de lave. Ainsi, une certaine Ă©rosion du rebord peut Ă©galement ĂŞtre nĂ©cessaire pour rendre compte complètement de ce scĂ©nario. Un ArachnoĂŻde au Sud d'Ishtar Terra. - Les arachnoĂŻdes sont de grandes structures gĂ©ologique (celle-ci, nommĂ©e Trotula Corona, a 150 km de diamètre) formĂ©es d'ovales concentriques et traversĂ©es par un rĂ©seau complexe de fractures, que l'on a pu comparer Ă  des pattes d'araignĂ©es. On a identifiĂ© sur VĂ©nus 36 formations appartenant Ă  cette catĂ©gorie. Leur origine reste inconnue. Selon certaines hypothèses, les arachnoĂŻdes pourraient exprimer une forme inhabituelle de volcanisme. Dans ce cas, peut-ĂŞtre pourrait-on les apparenter Ă  des coronae (ce pourrait ĂŞtre, par exemple, des coronae qu'une remontĂ©e tardive de magma aurait fissurĂ©es, ou alors des prĂ©curseurs de coronae). Mais leurs caractĂ©ristiques ne semblent pas reprĂ©senter universellement une Ă©tape particulière du dĂ©veloppement de la couronne, du volcan ou de la caldeira. Un un examen dĂ©taillĂ© de leurs caractĂ©ristiques rĂ©vèle qu'elles ne prĂ©sentent pas  en fait un ensemble commun de formations volcaniques ou tectoniques indiquant un processus de formation unique. (Sources des images : NASA/JPL).

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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Vénus : Ishtar Terra.
Carte altimétrique d'Ishtar Terra. - Cette région, où se concentrent les plus hautes altitudes de Vénus, est le produit le plus dramatique des forces tectoniques à l'oeuvre sur Vénus. Le haut plateau de Lakshmi Planum est bordé de chaînes de montagnes, dont les Maxwell Montes, qui s'élève à 10 km au-dessus des plaines. Avec ses montagnes, Ishtar ressemble au plateau tibétain avec ses montagnes himalayennes sur Terre. Les deux régions sont le produit de la compression de la croûte et sont maintenus par les forces continues de la convection du manteau. Selon V. Ansan P. Vergely et Ph. Masson (Planetary and Space Science, 44-8, 1996), l'histoire géologique d'Ishtar Terra a résulté de deux étapes tectoniques distinctes et opposées avec une importante activité volcanique de transition. Lakshmi Planum, la partie la plus ancienne d'Ishtar Terra est un vaste plateau fracturé de manière complexe qui peut être comparé à un craton terrestre. Ce plateau est partiellement recouvert par des coulées de lave fluide qui peuvent être similaires aux trapps du Deccan, en Inde. Après la déformation extensionnelle de Lakshmi Planum et son activité volcanique, Freyja et Maxwell Montes se sont formés par raccourcissement horizontal Ouest-Sud-Ouest / Est-Nord-Est de la croûte . Ce phénomène a produit une série de plis parallèles et sinueux Nord-Nord-Ouest / Sud-Sud-Est, et de structures imbriquées qui ont chevauché Lakshmi Planum vers l'ouest. Ces ceintures montagneuses ont donc les mêmes caractéristiques structurelles que les ceintures terrestres plissées et sous l'effet d'une compression. Ces ceintures portent également des marques d'un stade volcanique tardif et d'une période de relaxation ultérieure qui a créé des grabens parallèles des hautes terres, en particulier dans les Maxwell Montes. On remarque aussi sur l'image deux grandes caldeiras volcaniques (Colette et Sacajewa, qui ont 250 km de diamètre), ainsi qu'un cratère d'impact de 100 km et au fond rempli de lave refroidie, Cleopatra Patera, sur les monts Maxwell, est .

L'atmosphère de Vénus

Composition et structure de l'atmosphère.
Composition chimique.
L'atmosphère de Vénus et se compose principalement de dioxyde de carbone (CO2), qui représente 96 % de l'atmosphère. Le deuxième gaz le plus courant est l'azote. On y rencontre également des traces d'acides chlorhydrique et fluorhydrique, de monoxyde de carbone, d'azote, de vapeur d'eau, d'hydrogène sulfuré, de sulfure de carbonyle, de dioxyde de soufre (SO2), d'argon, de krypton et de xénon.

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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Vénus enveloppée de nuages.
Vénus enveloppée de nuages, photographiée par la sonde Mariner 10. - L'atmosphère totalement opaque de Vénus empêche d'en observer la surface depuis l'espace. On ne peut en voir que la partie supérieure d'une couche uniforme et ininterrompue de nuages jaunâtres, dont le sommet peut atteindre une altitude d'environ 100 km au-dessus de la surface. Les nuages reflètent 76% de la lumière solaire incidente. Seulement 2% de la lumière solaire incidente atteint réellement la surface de la planète. (Source : NASA/JPL).

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 situĂ©e entre le sol et la thermosphère. Au-dessus de 75 km environ, elle est affectĂ©e par des fluctuations diurnes de l'ordre de 25 K et peut ĂŞtre le siège de brumes d'altitude. Au-dessous, l'atmosphère est entièrement rĂ©gie par la convection : le gaz est chauffĂ© par le bas, circule lentement, s'Ă©levant près de l'Ă©quateur et descendant au-dessus des pĂ´les. 

+ Les nuages troposphĂ©riques, composĂ©s 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 formĂ©, haut dans l'atmosphère, sous l'effet du rayonnement ultraviolet du Soleil, Ă  partir de la combinaison chimique du dioxyde de soufre (SO2) et de l'eau (H2O). La tempĂ©rature augmente rĂ©gulièrement depuis le sommet des nuages (environ 300 K) jusqu'Ă  la surface (750 K). 
La super-rotation de l'atmosphère vĂ©nusienne. - On notera ici le mouvement particulier  constatĂ© dans la rĂ©gion supĂ©rieure des nuages : bien que la planète elle-mĂŞme tourne en 243 jours, les nuages Ă©quatoriaux ont une pĂ©riode de rotation de quatre jours seulement (ce qui signifie qu'ils sont poussĂ©s par des vents d'une vitesse de 100 m/s). Il s'ensuit que les sommets des nuages se dĂ©placent dans une direction rĂ©trograde 60 fois plus vite que la surface de la planète. Presque toute l'Ă©nergie solaire est absorbĂ©e au sommet des nuages, ce qui constitue le principal mĂ©canisme d'entraĂ®nement 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 affectĂ©s par un phĂ©nomène similaire).
+ En dessous de 30 kilomètres, l'atmosphère de VĂ©nus est libre de nuages.  Elle ressemble Ă  un ocĂ©an gazeux massif, dense et possĂ©dant une forte inertie thermique. Les tempĂ©ratures y sont les mĂŞmes partout.
L'effet de serre sur VĂ©nus.
Plus proche du Soleil que la Terre, Vénus en reçoit plus d'énergie. Mais cette proximité ne suffit pas a expliquer pourquoi sa surface est plus chaude de plusieurs centaines de degrés comparée à celle de la Terre. On doit ici invoquer le rôle prédominant que joue l'effet de serre intense dont est le siège l'atmosphère de Vénus.

Sur Terre, l'effet de serre explique que les tempĂ©ratures y soient une quinzaine de degrĂ©s plus Ă©levĂ©es que s'il n'existait pas. Sur VĂ©nus, l'effet de serre repose sur les mĂŞmes bases que sur Terre, mais comme VĂ©nus contient presque un million de fois plus de CO2, l'effet est beaucoup plus fort. Le CO2 agit comme une couverture Ă©paisse, ce qui rend très difficile le renvoi du rayonnement infrarouge (chaleur) du sol vers l'espace. En consĂ©quence, la surface se rĂ©chauffe. L'Ă©quilibre Ă©nergĂ©tique n'est rĂ©tabli que lorsque la planète Ă©met autant d'Ă©nergie qu'elle en reçoit du Soleil, mais cela ne peut se produire que lorsque la tempĂ©rature de la basse atmosphère est très Ă©levĂ©e. 



En librairie - Jacques Blamont, Vénus dévoilée. Voyage autour d'une planète, Odile Jacob, 1987.
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Modèle 3D de Vénus. Après que le modèle ait été complètement chargé, la souris permet
de le faire tourner sur lui mĂŞme ou de zoomer, en actionnant la molette.
(Source: NASA Visualization Technology Applications and Development (VTAD)).