En raison de sa proximité et de son albédo élevé (0,65), la planète Vénus est très facile à repérer. Bien que circulant également à l'intérieur de l'orbite de la Terre, elle peut être observée bien plus facilement que Mercure : ses élongations maximales approchent les 48°. Les anciennes civilisations avaient déjà remarqué la « dualité » de Vénus, parfois visible le soir à l'Ouest et d'autre le matin à l'Est. L'astre de l'aurore était Phosphorus ou Lucifer, l'astre du soir Hesperus ou Vesper. Bien que déjà connue des Babyloniens, l'unicité de cette « double apparition » fut reconnue par le mathématicien et astronome grec Pythagore de Samos (vers 550 av. J.-C.). Improprement encore appelée « Étoile du berger », il faudra attendre les romains pour lui attribuer le nom de leur déesse de la beauté et de l'amour vers le premier siècle avant notre ère. Dans le pur respect de cette identification, la nomenclature des formations vénusiennes comporte quasi exclusivement des noms féminins (mythologiques et réels).

Phases et transits

Vue depuis la Terre, Vénus présente des phases à l'image de notre Lune. L'observation de ce phénomène permit à Galilée (1564-1642) d'apporter une preuve de la validité de la théorie héliocentrique de Nicolas Copernic (1473-1543). Comme pour Mercure, le disque de Vénus passe périodiquement devant le Soleil. La première observation d'un transit de Vénus est faite par les astronomes anglais Jeremiah Horrocks (entre 1617 et 1619-1641) et William Crabtree (1610-1644), le 4 décembre 1639. Le phénomène se reproduit tous les 243 ans, puis 8 ans après en juin ou en décembre. Les prochains auront lieu les 11 décembre 2117 et 8 décembre 2125.

Vénus la pudique...

La planète fut survolée à une distance de 34 800 kilomètres pour la première fois, le 14 décembre 1962, par la sonde américaine Mariner-2. Mais le désenchantement fut à la hauteur des espérances : Vénus protège ses atours sous une épaisse couche de nuages. Seule la masse de la planète put être mesurée à partir des effets gravitationnels sur la trajectoire de la sonde : 81% de celle de la Terre. La densité de l'atmosphère de Vénus est si élevée (1/10 de celle de l'eau) qu'elle engendre une pression qui vaut 93 fois celle de la Terre ! Le nombre d'échecs assez conséquent des premières missions spatiales vers Vénus s'explique par une mauvaise estimation de l'importance de cette couche de gaz.

Dès 1964, les études menées depuis la Terre, avec le radiotélescope d'Arecibo de 300 mètres de diamètre, ont confirmé que la couche la plus externe de l'atmosphère tourne en 4 jours — période déjà correctement évaluée par l'astronome amateur français Charles Boyer (1911-1989), dès 1957 —, alors que la planète fait une révolution en 243 jours également dans le sens rétrograde. Les nuages de Vénus défilent ainsi 60 fois plus vite que la planète qui tourne la « tête en bas ». La période de révolution sidérale étant de 224,7 jours, la journée sur Vénus est légèrement supérieure à l'année.

Les nombreuses sondes envoyées vers Vénus confirmèrent les analyses spectroscopiques faites depuis la Terre, l'atmosphère de Vénus est essentiellement constituée de dioxyde de carbone (plus de 96%). Il s'en suit un effet de serre important, la température de surface est supérieure à celle de Mercure pourtant plus proche du Soleil : elle avoisine les 480 °C sur l'ensemble du globe. L'espérance de vie d'une sonde à la surface inhospitalière de Vénus étant des plus courtes, les principales données sur cette planète nous viennent des sondes orbitales. En 1972, la sonde soviétique Venera-8 parvint à estimer l'épaisseur de la couche atmosphérique à 80 km et à y détecter des vents à 330 km·s⁻¹. Deux ans plus tard, la sonde américaine Mariner-10 confirma la présence d'acide sulfurique dans l'atmosphère. En 1978, c'est au tour d'une autre sonde américaine, Pionner Venus, de réaliser une première cartographie radar. En 1982, les sondes soviétiques Venera-13 et Venera-14 parviennent à transmettre les premières images couleurs du sol.

...dévoilée au radar !

La technique radar, la seule réellement possible, a permis à la sonde américaine Magellan — mise en orbite en 1990 —de dresser la carte la plus précise de la planète avec une résolution comprise entre 50 et 120 mètres, ainsi qu'une mesure des élévations à 100 m près. La surface de Vénus est essentiellement composée de vastes plaines, surmontées par deux « continents » : Aphrodite Terra et Ishtar Terra. Ce dernier est dominé par la chaîne de montagnes Maxwell Montes dont le point culminant se situe à une altitude de 12 km. L'image en fausses couleurs ci-contre révèle un hémisphère de Vénus reconstitué par l'imagerie radar de la sonde Magellan. Les reliefs les plus élevés apparaissent en rouge, les plus bas en bleu. Le « continent » Aphrodite Terra est nettement visible sur la partie gauche de l'image. Les deux autres zones de reliefs sont : Atla Regio, au centre, et Beta Regio vers le bord supérieur droit.

Les cratères d'impacts météoritiques sont peu nombreux à la surface de Vénus en raison del'épaisse atmosphère qui offre un bon « bouclier ». Seulement une centaine ont été repérés, le sol de la planète semble être géologiquement récent : environ 500 millions d'années. Étant dépourvue de tectonique des plaques, le volcanisme est l'élément déterminant pour le renouvellement de la surface. Certains volcans seraient peut-être encore actifs. L'une de ces formations géologiques caractéristiques liées à l'activité volcanique de la planète sont les dômes aux sommets relativement aplatis et aux bords abruptes. Ils se sont formés suite aux soulèvements du sol par l'extrusion de lave à haute viscosité. Des « vallées » ont également été repérées, l'origine de leur formation résulterait de tunnels d'écoulement de lave dont le plafond se serait affaissé après refroidissement.

Structure interne

La structure interne de Vénus est assez comparable à celle de la Terre. Elle ne présente cependant pas de plaques tectoniques comme notre planète, les roches — plus malléables — absorbent fortement les effets de la dérive des continents. La croûte supérieure ➀ mesure entre 10 et 30 km d'épaisseur. Elle entoure un manteau ➁ constitué de 50% de silicates et 50% d'oxydes métalliques sur une épaisseur d'environ 4 500 km. Ce dernier englobe à son tour un noyau ➂ d'un diamètre de 3 000 km de diamètre essentiellement composé de fer et de nickel. La température au cœur de la planète reste inconnue, seule une partie du noyau pourrait se retrouver à l'état liquide ce qui, ajouté à une lente rotation, pourrait expliquer le faible champ magnétique.