VÉNUS, planète

Caractéristiques générales

Vénus est la deuxième planète du système solaire que l'on rencontre en s'éloignant du Soleil. Elle gravite sur une orbite quasi circulaire dont le rayon moyen est de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s'effectue dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire de l'orbite et la très faible inclinaison (— 2⁰) de l'axe de rotation par rapport au plan orbital n'entraînent pas d'effets saisonniers très marqués.

En raison de sa taille (rayon équatorial égal à 6 051,95 km, soit 0,949 rayon terrestre) et de sa masse (48,70 × 10²³ kg, soit 0,815 masse terrestre), Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Les tableaux 1 et 2 de l'article planètes présentent les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux planètes. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l'instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Malgré l'absence de données sismologiques, un modèle de structure interne fondé sur les données topographiques et gravimétriques a été proposé. Vénus posséderait en son centre un noyau de 2 900 kilomètres de rayon, constitué de fer ; l'absence de champ magnétique suggère que le fer serait à l'état solide. Ce noyau serait entouré d'un manteau silicaté de viscosité plus importante que celle du manteau terrestre (10²⁰ Pa.s), due à sa composition anhydre. Sa lithosphère thermique serait épaisse de 300 kilomètres, alors que sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Sa croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant les éléments radioactifs, d'après les analyses pétrochimiques effectuées par les sondes soviétiques. Son épaisseur crustale, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation viscoélastique des reliefs et des modèles de compensation isostatique, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l'hypothèse d'une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.

Souvent considérée comme la planète jumelle de la Terre, en raison de leurs paramètres physiques similaires, Vénus marque ses différences. Vue de l'espace, la Terre se caractérise par une sphère aplatie aux pôles, entourée d'une atmosphère nuageuse laissant visible la surface, recouverte à 70 p. 100 d'océans. Au contraire, Vénus est entourée d'une épaisse atmosphère nuageuse qui concentre l'énergie solaire, provoquant un effet de serre pouvant être à l'origine de l'évaporation complète d'anciens océans vénusiens.

Malgré des conditions particulièrement difficiles (température moyenne au sol de l'ordre de 460 ⁰C, et pression moyenne de l'ordre de 95 bar, ou 9,5 MPa, soit la pression régnant à 950 m de profondeur dans les océans terrestres), des expériences soviétiques (notamment Venera-13 et Venera-14, en 1982) se sont déroulées à la surface même de la planète. Elles ont permis de découvrir localement l'aspect de la surface, et d'analyser sommairement la composition du sol.

Du fait de l'opacité de l'atmosphère, l'observation de la surface de Vénus n'a pu être réalisée qu'au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales) et dans certaines « fenêtres » de l'infrarouge. En raison de leurs propriétés physiques, les données radars renferment un certain nombre d'informations sur les états de surface, telles que la [...]