Vènus (que son imatge, dins lo cèu, s'apèla popularament lo Lugar(n) o MagalonaFrederic Mistral: Lou Tresor dóu Felibrige, tòme II, pp. 234, 244, lugar; Magalouno.) es la segonda planeta dau Sistèma Solar per òrdre de distància au Soleu après Mercuri e avans la Tèrra. Es una planeta terrèstra coma Mercuri, la Tèrra o Mart. Tèn donc lei seisenei talha e massa dau Sistèma Solar. Pasmens, amb sa talha similara a la Tèrra, es la segonda planeta entre lei còrs dau tipe terrèstre. Tèn una atmosfèra fòrça espessa principalament facha de dioxid de carbòni, un volcanisme important e donc tèn egalament lei temperaturas lei pus autas mesuradas dins lo Sistèma Solar vèrs . En revenge, Vènus a pas de camp magnetic, de satellits o de sistèma d'anèus.

Coma es la planeta mens alunhada de la Tèrra, unei sondas espacialas visitèron Vènus. Foguèt la destinacion de la premiera mission interplanetària en 1962 e dau premier aterratge en 1966. Ansin, sa cartografia es ben coneguda e divèrsei missions poguèron estudiar son atmosfèra o aterrar a sa superfícia.

Son nom vèn de Vènus, la divessa romana de l'amor. Es l'objècte naturau pus lusent dins lo cèu, de nuech, après la Luna.

Caracteristicas fisicas

Vènus fa partida dei quatre planetas rocassosas dau Sistèma Solar amb Mercuri, la Tèrra e Mart coma o indica sa densitat importanta egala a 5,204. Sa massa representa 81% de la massa terrèstra per un diamètre inferior de mens de a respèct d'aqueu de la Tèrra. Dins aquò, maugrat aquelei similituds, lei condicions a la superfícia de Vènus son fòrça diferentas de la Tèrra, en particular en causa de la preséncia d'una atmosfèra rica en dioxid de carbòni e de l'abséncia de deriva dei continents.

Estructura intèrna

thumb|left|Esquèma simplicat de l'estructura intèrna de Vènus.

Lo manca de donadas sismicas o de conoissenças sus lo moment d'inercia de la planeta fa que leis informacions dirèctas sus son estructura intèrna son rarasGoettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A, Density constraints on the composition of Venus, In: Lunar and Planetary Science Conference, 12th, Houston, TX, March 16-20, 1981, Proceedings. Section 2. (A82-31677 15-91) New York and Oxford, Pergamon Press, 1982, p. 1507-1516.. Dins aquò, la similitud entre la Tèrra e Vènus laissa supausar una estructura amb un nuclèu, un mantèu e una crosta. Coma per la Tèrra, lo nuclèu de Vènus podriá èsser parcialament liquid car lei taus de refrejament per lei doas planetas semblan similarsFaure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201.. En fach, la diferéncia principala es l'abséncia de tectonica dei placas. Aquela abséncia podriá causar un refrejament pus lent de l'interior de la planeta. Podriá tanben èsser una explicacion possibla per la feblesa de son camp magnetic en causa de l'abséncia de camp generat de maniera intèrna coma es lo cas per la TèrraNimmo, F. (2002). "Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio". Geology 30: 987–990..

Geologia de la superfícia

La superfícia de Vènus es fòrtament modelada per son important volcanisme e 90% es recobèrta per de basaltes. Una ipotèsi es que l'activitat tectonica de la planeta es ciclica. D'efèct, sensa movements tectonics continús per dissipar la calor, la temperatura dau mantèu aumentariá fins a una valor critica. Lo magma podriá adonc pertusar a la superfícia entraïnant d'erupcions massissas durant quauquei milions d'annadas. Pendent aqueu periòde, la temperatura dau mantèu demeniriá per tornar a l'estat iniciau. Aquelei periòdes normaus veirián adonc un declin de l'activitat volcanica. Ansin, lo temps de la crosta actuala s'estima entre 300 e 500 milions d'annadasNimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 26: 23–53. Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press..

Dins aquò, d'indicis reculhits per lei sondas Venera e Venus Express, coma la preséncia d'ulhauç e de variacions importantas dau taus de dioxid de sofre dins l'atmosfèraGlaze, L. S. (1999). "Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus". Journal of Geophysical Research 104: 18899–18906. , mostrarián que lei volcans de Vènus son totjorn en activitat. Lo nombre de cratèrs d'impacte es donc feble e lo relèu principalament d'origina volcanica amb de plans liscs nombrós, de volcans e d'elements d'activitat tectonica limitada.

Plans

La superfícia de Vènus es relativament clòta. Ansin, la diferéncia d'altituds entre lei ponchs pus aut e pus bas es de solament còntra per la Tèrra. De mai, 51% de la superfícia es situada dins un interval de a l'entorn de l'altitud mejana de la planeta e 80% dins un interval de . Lei plans son donc lo relèu principau rescontrat sus Vènus. Lei mesuras per radar mòstran un relèu fòrça lisc per lei plans pus bas car podrián acumular lei materiaus d'erosion provenent dei terrens pus auts.

Continents

Lei continents constituisson solament 10% de la superfícia de la planeta. Seis autors son superioras de a respèct de l'altitud mejana de la planeta.

Volcans

thumb|left|Imatge informatic d'un volcan en crespèu dins la region d'Alpha Regio. thumb|left|Imatge per radar d'un volcan arachnoïde de la superfícia de Vènus. 200px|thumb|left|Canau de lava dins la region de Sedna Planitia.

Vènus tèn volcans importants e de miliers pus pichons : es la planeta pus volcanica dau Sistèma Solar. Ges d'erupcion es estada detectada a l'ora d'ara mai lo volcanisme de la planeta es generalament supausat en activitat. Lei formas dei volcans de Vènus son fòrça variadas : de volcans bloquiers car i a pas d'activitat tectonica coma per la Tèrra sus Vènus. Lei volcans de Vènus son donc sovent d'aqueu tipe. Pasmens, lor forma es diferenta dei volcans bloquiers terrèstres. Sus Vènus, seis altituds son generalament a l'entorn de amb un diamètre d'unei centenaus de quilomètres mentre que sus Tèrra, lei volcans bloquiers pòdon agantar d'autor per un diamètre d'unei desenau de quilomètres. de coladas generalizadas formant de plans o de canaus de lava. Aqueleis estructuras son generalament associadas amb de volcans. de volcans tipics de Vènus dichs volcans en crespèu. Son de volcans amb un diamètre de quasi per una altitud mejana egala a . Se podrián formar après d'erupcions de lavas viscosas que podrián pas s'alunchar dau cratèr en causa de la pression atmosferica fòrça importanta. de volcans en corona que son de volcans amb una forma elliptica irregulara enviroutada per d'anèus concentrics. Aquelei volcans son tanben tipics de Vènus. 176 existisson amb de diamètres variant de 60 a e de largors d'anèus compresas entre 10 e . La reparticion de volcans en corona es relativament unifòrma maugrat una pichona concentracion entre Aphrodite Terra e lo grop Beta. de volcans egalament tipics de Vènus dichs Novae e Arachnoïdes. Lei novae son formadas per d'estructuras de lava fòrça rebatentas per lei radars. Forman de rets radiaus e simetrics de crestas e de trencadas a l'entorn d'un cratèr qu'es de còps afondrat. Leis arachnoïdes serián analògs mai presents dins un ancian volcan en corona. Lor aparéncia es donc similara a una teranhina. Dins aquò, l'origina comuna entre lei novae e lei arachnoïdes es pas encara confiermada.

Activitat tectonica

Se Vènus a pas d'activitat tectonica similara a la Tèrra, certanei relèus de la planeta son clarament d'origina tectonica. Aquelei relèus comprenon un ret de falhas, de rifts, de montanhas fronsidas e de terrens tipics de Vènus dichs tesserae : lei rifts son causats per una extension de la litosfèra e an una autor d'un desenau o d'un centenau de mètres per una longor agantant de còps fins a . lei montanhas causadas per de movements tectonicas son presentas dins lei continents coma Ishtar Terra e dins certanei plans bas de la planeta coma Lavinia Planitia. Dins lei continents, lei montanhas son formadas per de plecs, de compressions e de movements lateraus. En revenge, dins lei plans bas, la diversitat es mendra e se rescòntra principalament de crestas amb una autor de quauquei quilomètres, una largor d'unei centenaus e una longor d'unei miliers. lei tesserae son compausats per de superposicions de grabens ancians. Son subretot localizats dins lei continents Aphrodite Terra e Ishtar Terra.

Cratèrs d'impacte

A respèct de Mercuri, de la Luna o de Mart, Vènus a pauc de cratèrs. Ansin, solament un milier de cratèrs d'impacte son presents a la superfícia de Vènus. En causa de l'atmosfèra espessa de la planeta, i a ges de cratèrs amb un diamètre inferior a dos quilomètres e gaire d'una talha pus febla que 30 quilomètres.

Geografia

thumb|center|650px|

Vènus tèn dos continents dichs Ishtar Terra au nòrd e Aphrodite Terra au sud. Ishtar Terra a una talha similara a Austràlia. Tèn lei cimas pus autas de la planeta amb la cadena de montanhas dei Maxwell Montes (environ ). Aphrodite Terra es lo continent pus grand amb una superfícia comparabla a l'America dau Sud. D'autreis ensems de tèrras autas son situadas vèrs Beta Regio amb una cima vèrs e Alpha Regio. Dins aquò, l'altitud d'Alpha Regio es pus pichona amb de valors situadas entre 1000 e . Beta Regio es localizat dins l'emisfèri nòrd entre lei dos grands continents e Alpha Regio dins l'emisfèri sud. Entre lei continents e a l'entorn dau pòl nòrd de la planeta, i a de grands plans coma Guinevre Planitia o de camps de dunas.

Atmosfèra

Composicion

L'atmosfèra de Vènus es principalament compausada de dioxid de carbòni (96,5%) e d'azòt (3,5%). Pasmens, de dòsis feblas d'autreis elements foguèron egalament detectadas coma d'acid sulfuric, d'acid cloridric, de fluorur d'idrogèn, d'argon, d'aiga, d'oxigèn e de monoxid de carbòniBertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. (2007). "A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO". Nature 450 (7170): 646–649. Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature 450 (7170): 629–632..

Troposfèra

thumb|Estructura dei nívols de l'atmosfèra de Vènus vista per una observacion ultravioleta de la sonda Pioneer Venus Orbiter.

La troposfèra es lo jaç inferior e lo pus dens de l'atmosfèra. Tèn 99% de la massa de l'atmosfèra per una espessor egala a environ 68 quilomètres. A la superfícia de la planeta, la pression mesurada es egala a Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus" (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66: 1699–1734.. Ansin, lo dioxid de carbòni es plus un gas mai un fluid supercritic. En consequéncia, lo clima de Vènus es marcat per un efèct de sèrra fòrça important. La temperatura mejana de la superfícia es d'aperaquí , pus auta que la temperatura de fusion dau plomb, dau zinc o de l'estam. De mai, la temperatura varia gaire entre lo jorn e la nuech en causa de l'espessor de l'atmosfèra maugrat una durada de 116,5 jorns terrèstres per una jornada sus Vènus. La variacion durant lei diferentei sasons es tanben fòrça febla car l'excentricitat de son orbita e l'enclinason de son axe son pas grandas. Dos jaç principaus compausan la troposfèra : l'atmosfèra bassa, entre 0 e 48 km, es relativament transparenta. lo jaç nebulós, entre 31 e 68 km, es opac e explica l'eclat de Vènus per la reflexion dei rais solars. Aqueu jaç es generalament devesit en tres jaç de nívols : lo jaç inferior entre 31 e 51 km, tanben dich zona brumosa en causa de la pichona quantitat d'acid sulfuric dei nívols situats vèrs 31-. Puei, entre 48 e , se situa un jaç fòrça dens caracterizat per la preséncia de particulas, liquidas o solidas, de sofre. lo jaç centrau entre 51 e 52 km, qu'es relativament clar.