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Image en fausses couleurs de Venus montrant ses reliefs. Données recueillis lors des missions Magellan et avec le radiotélescope Arecibo.

Crédit : Magellan Spacecraft, Arecibo Radio Telescope, NASA

La surface de Vénus paraît essentiellement recouverte de gigantesques coulées de lave. Les plus vieux terrains datent d'environ 800 millions d'années, et il semble que toute la surface fut bouleversée il y a 300 à 500 millions d'années.

Le relief vénusien présente le même modelé que le relief terrestre, avec des structures d'origine tectonique ou volcanique, et des déformations par impact de météorites.

Après les observations radar menées de la Terre par les radiotélescopes géants (celui d'Arecibo, par exemple), limitées aux régions proches de l'équateur, la sonde Magellan a permis d'établir une cartographie très précise.

Le relief de Vénus paraît extrêmement nivelé, bien que plus de 70 % de la surface ne s'écarte pas de plus de 500 m par rapport au niveau moyen. Cependant, venus possède une des plus grosses montagnes du Systeme Solaire : le mont Maxwell qui culmine à 11 000 mètres !

Les deux principaux continents, Ishtar Terra et Aphrodite Terra, représentent seulement 10 % de la surface totale, et ne s'élèvent en moyenne que de 1 500 m. Les dépressions s'étagent aux alentours de - 1 000 m, certaines descendant jusqu'à- 3 000 m.

Parmi les structures individuelles, on peut citer la petite région Beta Regio, qui présente deux volcans ayant eu une activité récente. Malgré l'identification de plusieurs centaines de volcans importants, aucun signe d'un volcanisme actuel n'a pu être décelé.

Enfin, à la surface n'existe aucun cratère d'impact de taille inférieure à 2 km : l'atmosphère épaisse joue un rôle de bouclier efficace.

L'atmosphère de Venus est des milliers de fois plus dense que celle de la Terre mais celle-ci est presque immobile. Lors des tempêtes, les vents n'excèdent pas les 10 km/h.

Venus est un des objets les plus brillant du ciel car les nuages de celle-ci réfléchissent presque entièrement la lumière du Soleil.

planètes ont une structure interne comparable, mais rien n’est moins sûr.

Sa              moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l’instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée (un silicate est un sel dérivant de la silice. En minéralogie, les silicates désignent une importante famille de minéraux. Les silicates constituent 97 % de la croûte terrestre. ...)

Malgré l’absence de données                        ,un modèle de structure interne fondé sur les données gravimétriques (mesure de la pesanteur) a été proposé.

Vénus possèderait en son centre un noyau de 2 900 kilomètres de rayon qui serait constitué de deux parties :      - un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides

     - un noyau interne composé de fer et de nickel solides.

Mais jusqu’ici on n’a pas mesuré sur Vénus de champ magnétique dipolaire. La cause pourrait être sa rotation trop lente ou des changements majeurs au cours de son histoire, mais cela signifie peut être des choses sur sa structure interne : Vénus n’a peut être plus de noyau liquide.

La question de savoir si son cœur est liquide ou solide reste ouverte, le calcul des moments d’inertie de Vénus étant impossible car sa rotation est trop lente.

La température du cœur est aussi une inconnue, car à l’instar de tous les corps de masse importante, la désintégration d’éléments radioactifs du noyau devrait dégager de la chaleur que la planète doit évacuer par des mouvements de convection (= réchauffement du sol et remontée de la chaleur dans l'atmosphère).

Pourtant les missions précédentes n’ont observé aucun signe de tectonique, donc le mode d’évacuation de la chaleur de Vénus peut être différent de la Terre. En tout cas, ce que l’on peut dire de la structure interne est limité.

Le noyau serait entouré d’un manteau silicaté (un silicate est un sel dérivant de la silice. En minéralogie, les silicates désignent une importante famille de minéraux. Les silicates constituent 97 % de la croûte terrestre. ...) d’environ 3000 km dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante.

L’épaisseur de sa croûte, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. 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 silicatées et de métaux).

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.

Vénus ressemble à la Terre de par sa taille (6051 km de rayon contre 6378 km pour la Terre) et de par sa            (5,25 contre 5,52).

Vénus présente une structure interne semblable à celle de la Terre : croûte, manteau et noyau.

C'est pourquoi on en a déduit que les deux

La surface de Vénus paraît essentiellement recouverte de gigantesques coulées de lave. Les plus vieux terrains datent d'environ 800 millions d'années, et il semble que toute la surface fut bouleversée il y a 300 à 500 millions d'années.

Le relief vénusien présente le même modelé que le relief terrestre, avec des structures d'origine tectonique ou volcanique, et des déformations par impact de météorites.  

Le relief de Vénus paraît extrêmement nivelé, bien que plus de 70 % de la surface ne s'écarte pas de plus de 500 m par rapport au niveau moyen. Cependant, venus possède une des plus grosses montagnes du Systeme Solaire : le mont Maxwell qui culmine à 11 000 mètres !

A la surface n'existe aucun cratère d'impact de taille inférieure à 2 km : l'atmosphère épaisse joue un rôle de bouclier efficace.

L'atmosphère de Venus est des milliers de fois plus dense que celle de la Terre mais celle-ci est presque immobile. Lors des tempêtes, les vents n'excèdent pas les 10 km/h.

Venus est un des objets les plus brillant du ciel car les nuages de celle-ci réfléchissent presque entièrement la lumière du Soleil.

planètes ont une structure interne comparable, mais rien n’est moins sûr.

Vénus possèderait en son centre un noyau de 2 900 kilomètres de rayon qui serait constitué de deux parties :      - un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides

     - un noyau interne composé de fer et de nickel solides.

La question de savoir si son cœur est liquide ou solide reste ouverte, le calcul des moments d’inertie de Vénus étant impossible car sa rotation est trop lente.

La température du cœur est aussi une inconnue, car à l’instar de tous les corps de masse importante, la désintégration d’éléments radioactifs du noyau devrait dégager de la chaleur  que la planète doit évacuer par des mouvements de convection.

Pourtant les missions précédentes n’ont observé aucun signe de tectonique, donc le mode d’évacuation de la chaleur de Vénus peut être différent de la Terre. En tout cas, ce que l’on peut dire de la structure interne est limité.

Le noyau serait entouré d’un manteau silicaté d’environ 3000 km dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante.

L’épaisseur de sa croûte, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres.

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.

Vénus ressemble à la Terre de par sa taille (6051 km de rayon contre 6378 km pour la Terre) et de par sa            (5,25 contre 5,52).

Vénus présente une structure interne semblable à celle de la Terre : croûte, manteau et noyau.

C'est pourquoi on en a déduit que les deux

Image en fausses couleurs de Venus montrant ses reliefs. Données recueillis lors des missions Magellan et avec le radiotélescope Arecibo.

Crédit : Magellan Spacecraft, Arecibo Radio Telescope, NASA

Vénus a connu un volcanisme très actif il y a 200 à 500 millions d’années. Sur les cartographies que la sonde Magellan a accomplies, nous voyons des milliers de volcans d'au moins 10 km de diamètre et 274 volcans entre 20 et 100 km de diamètre et 156 dépassent les 100 km, des cratères de plus 1.5 km de diamètre dont le plus grand atteint 280 km.

Les cratères d’impact sont répartis de manière aléatoire sur l’entièreté de la surface de Vénus. La plupart (points blancs) sont restés inchangés et sont concentrés dans certaines zones telles que l’Aphrodite Terra.

Des régions de faible densité de cratères (zones bleues) sont souvent situées sur des plateaux élevés. Les régions de plus forte densité correspondent en général aux plaines.

On y observe également des dômes (de longues coulées de lave) de 15 à 90 km de diamètre, des plateaux, et de gigantesques monts, dont le plus haut est le mont Maxwell avec 11 000 m d'altitude, ainsi que des "coronaes", étranges cercles de rides et de sillons sur la croûte, dont les plus grands atteignent 2 600 km.

Toutefois, en trois ans de surveillance, la sonde Magellan n’a pas surpris sur Vénus d’éruption contemporaine, comme si le volcanisme était en veilleuse.

Les images obtenues par les différentes sondes envoyées vers Vénus ont permis de repérer des cratères d’impact de taille moyenne et également distribués, ce qui tend à prouver que sa surface est jeune. Il n’y a pas de petits cratères sur Vénus.

La dense atmosphère de la planète consume la plupart des petits astéroïdes et comètes qui traversent sa route, et seuls les gros objets frappent le sol : il y a moins de 1000 cratères d’impact sur Vénus.

La théorie dominante chez les planétologues est celle de grandes éruptions à un moment récent de regain d’activité interne dans l’Histoire de Vénus qui auraient recouvert la majorité de la planète.

Les terrains sur Vénus consistent principalement de plaines volcaniques (bleu). Au sein de ces plaines, existent des régions déformées telles que les tesserae (rose), des structures volcaniques telles que des couronnes (pêche), des rivières de lave (rouge) et des volcans de différentes tailles (orange). Les volcans ne sont pas concentrés en chaînes comme sur Terre, indiquant l’absence de tectonique des plaques.

La carte géologique ci-dessous indique les différents types de terrain et leur âge respectif déduit de la densité de cratères. Les volcans et couronnes semblent être localisés le long des zones de rift équatoriales plus jeunes (bleu). Les tesserae, plaines et crêtes sont plus âgées (jaune).

En trois ans de cartographie radar (de 1990 à 1993), Magellan n’a pas détecté de nouvelle coulée de lave apparaissant dans le paysage, ce qui suggère que le volcanisme de Vénus n’est pas très vigoureux à l’heure actuelle.

En outre, leur bel état de préservation est trompeur : l’érosion est insignifiante sur Vénus, car il n’y a pas de pluie et l’épaisse atmosphère de gaz carbonique joue plus le rôle d’une couverture protectrice que celui d’un agent destructeur. Les édifices qui paraissent contemporains ont sans doute des dizaines, voire des centaines de millions d’années d’âge.

Vénus a connu un volcanisme très actif il y a 200 à 500 millions d’années. Sur les cartographies que la sonde Magellan a accomplies, nous voyons des milliers de volcans d'au moins 10 km de diamètre et 274 volcans entre 20 et 100 km de diamètre et 156 dépassent les 100 km, des cratères de plus 1.5 km de diamètre dont le plus grand atteint 280 km.

Les cratères d’impact sont répartis de manière aléatoire sur l’entièreté de la surface de Vénus. La plupart sont restés inchangés et sont concentrés dans certaines zones.

Des régions de faible densité de cratères sont souvent situées sur des plateaux élevés. Les régions de plus forte densité correspondent en général aux plaines.

On y observe également des dômes (de longues coulées de lave) de 15 à 90 km de diamètre, des plateaux, et de gigantesques monts, dont le plus haut est le mont Maxwell avec 11 000 m d'altitude.

Toutefois, en trois ans de surveillance, la sonde Magellan n’a pas surpris sur Vénus d’éruption contemporaine, comme si le volcanisme était en veilleuse.

Les images obtenues par les différentes sondes envoyées vers Vénus ont permis de repérer des cratères d’impact de taille moyenne et également distribués, ce qui tend à prouver que sa surface est jeune. Il n’y a pas de petits cratères sur Vénus.

La dense atmosphère de la planète consume la plupart des petits astéroïdes et comètes qui traversent sa route, et seuls les gros objets frappent le sol : il y a moins de 1000 cratères d’impact sur Vénus.

En trois ans de cartographie radar (de 1990 à 1993), Magellan n’a pas détecté de nouvelle coulée de lave apparaissant dans le paysage, ce qui suggère que le volcanisme de Vénus n’est pas très vigoureux à l’heure actuelle.