venus est la deuxieme planete du sys
teme solaire que l'on rencontre en s
'eloignant du soleil. elle gravite s
ur une orbite quasi circulaire dont 
le rayon moyen est de 108 millions d
e kilometres. de ce fait, venus reco
it un rayonnement solaire presque de
ux fois plus intense que la terre, e
t sa periode de revolution siderale 
est de 224,7 jours terrestres. parad
oxalement, la rotation de la planete
 est extremement lente  243 jours te
rrestres  et s'effectue dans le sens
 retrograde. le caractere circulaire
 de l'orbite et la tres faible incli
naison    20  de l'axe de rotation p
ar rapport au plan orbital n'entrain
ent pas d'effets saisonniers tres ma
rques.
en raison de sa taille  rayo
n equatorial egal a 6 051,95 km, soi
t 0,949 rayon terrestre  et de sa ma
sse  48,70 z 1023 kg, soit 0,815 mas
se terrestre , venus est souvent con
sideree comme comparable a la terre.
 les tableaux 1 et 2 de l'article pl
anetes presentent les caracteristiqu
es physiques et orbitales comparees 
de ces deux planetes. sa densite moy
enne  5,25  indique que venus doit, 
a l'instar de la terre, etre constit
uee de roches silicatees, et etre un
e planete differenciee. malgre l'abs
ence de donnees sismologiques, un mo
dele de structure interne fonde sur 
les donnees topographiques et gravim
etriques a ete propose. venus possed
erait en son centre un noyau de 2 90
0 kilometres de rayon, constitue de 
fer, l'absence de champ magnetique s
uggere que le fer serait a l'etat so
lide. ce noyau serait entoure d'un m
anteau silicate de viscosite plus im
portante que celle du manteau terres
tre  1020 pa.s , due a sa compositio
n anhydre. sa lithosphere thermique 
serait epaisse de 300 kilometres, al
ors que sa lithosphere elastique aur
ait une epaisseur comparable a celle
 de la terre, soit 35 kilometres. sa
 croute serait composee de silicates
 de densite 2,8  basalte  concentran
t les elements radioactifs, d'apres 
les analyses petrochimiques effectue
es par les sondes sovietiques. son e
paisseur crustale, determinee par de
s modeles de deformation tectonique 
et des modeles de relaxation viscoel
astique des reliefs et des modeles d
e compensation isostatique, est esti
mee entre 10 et 30 kilometres. un te
l modele de structure interne serait
 compatible avec l'hypothese d'une a
ctivite volcanique associee a une ce
rtaine activite tectonique.
souvent
 consideree comme la planete jumelle
 de la terre, en raison de leurs par
ametres physiques similaires, venus 
marque ses differences. vue de l'esp
ace, la terre se caracterise par une
 sphere aplatie aux poles, entouree 
d'une atmosphere nuageuse laissant v
isible la surface, recouverte a 70 p
. 100 d'oceans. au contraire, venus 
est entouree d'une epaisse atmospher
e nuageuse qui concentre l'energie s
olaire, provoquant un effet de serre
 pouvant etre a l'origine de l'evapo
ration complete d'anciens oceans ven
usiens.
malgre des conditions parti
culierement difficiles  temperature 
moyenne au sol de l'ordre de 460 0c,
 et pression moyenne de l'ordre de 9
5 bar, ou 9,5 mpa, soit la pression 
regnant a 950 m de profondeur dans l
es oceans terrestres , des experienc
es sovietiques  notamment venera 13 
et venera 14, en 1982  se sont derou
lees a la surface meme de la planete
. elles ont permis de decouvrir loca
lement l'aspect de la surface, et d'
analyser sommairement la composition
 du sol.
du fait de l'opacite de l'
atmosphere, l'observation de la surf
ace de venus n'a pu etre realisee qu
'au moyen de radars  terrestres ou p
laces a bord de sondes spatiales . e
n raison de leurs proprietes physiqu
es, les donnees radars renferment un
 certain nombre d'informations sur l
es etats de surface, telles que la r
ugosite, la topographie, les proprie
tes physico chimiques. en revanche, 
les caracteristiques geometriques de
s images radars introduisent des def
ormations, et necessitent certaines 
precautions dans leur interpretation
. les observations terrestres ont co
mmence dans les annees 1960 et ont e
te realisees a l'aide de radiotelesc
opes et d'antennes americains  areci
bo, a porto rico, goldstone, en cali
fornie, et haystack, dans le massach
usetts  et sovietiques. dans les mei
lleures conditions, 30 p. 100 seulem
ent de la surface a pu etre observee
 depuis la terre avec une resolution
 de l'ordre de 2 kilometres. les exp
eriences spatiales americaines et so
vietiques ont permis d'ameliorer con
siderablement notre connaissance de 
la surface de venus. en 1978, le rad
ar altimetrique place a bord de la s
onde de la n.a.s.a. pioneer venus a 
couvert 93 p. 100 de la surface, ave
c une precision altimetrique de l'or
dre de 200 metres  pour une surface 
au sol de 100 km sur 100 km . en 198
3, les radars imageurs des sondes so
vietiques venera 15 et venera 16 ont
 cartographie environ 35 p. 100 de l
a surface de l'hemisphere nord, avec
 une resolution spatiale de l'ordre 
de 1 a 2 kilometres.
a partir de 19
90, l'altimetre et l'imageur radars 
embarques a bord de la sonde america
ine magellan ont acquis des donnees 
altimetriques et des images radars s
ur plus de 98 p. 100 de la surface, 
avec respectivement une precision al
timetrique de 50 metres pour une sur
face au sol de l'ordre de 10 kilomet
res de cote, et, pour les images, un
e resolution de 120 metres  a l'equa
teur  a 250 metres  aux poles . l'en
semble de ces donnees radars a permi
s de connaitre la topographie de ven
us avec une precision superieure a c
elle de la terre 
l'imagerie radar 
a montre que la surface venusienne p
resente une assez grande diversite m
orphologique resultant a la fois d'u
ne histoire volcanique et tectonique
 complexe. en raison de la faible po
pulation de crateres d'impacts meteo
ritiques distribues uniformement sur
 la surface, l'age moyen de la crout
e venusienne est estime a 500 millio
ns d'annees environ. l'ubiquite des 
structures volcaniques, de morpholog
ies et de compositions variees, cont
raste avec la distribution des struc
tures volcaniques terrestres, concen
trees aux limites de plaques. les st
ructures tectoniques resultant d'une
 deformation crustale extensive et/o
u compressive presentent des morphol
ogies lineaires  chaines de rides et
 de fractures , arquees  chaines de 
montagnes  et circulaires  coronae .
 elles affectent l'ensemble de la su
rface, se distribuant en une mosaiqu
e de larges structures d'une centain
e de kilometres separant des blocs r
igides de meme dimension. par conseq
uent, ces caracteristiques volcaniqu
es et tectoniques semblent indiquer 
que la dynamique interne de venus se
 manifeste en surface differemment d
e celle de la terre, caracterisee pa
r la tectonique des plaques.
venus 
se caracterise par son atmosphere ch
aude et massive  la pression au sol 
est de l'ordre de cent fois la press
ion terrestre  9,5 mpa , et la tempe
rature est tres elevee  460 0c . le 
dioxyde de carbone co2  96,5 p. 100 
 et l'azote n2  3,5 p. 100  constitu
ent a eux seuls plus de 99,9 p. 100 
de l'atmosphere. la chaleur qui regn
e a la surface ne tient pas au fait 
que venus se trouve plus pres du sol
eil que la terre, mais a un puissant
 effet de serre, l'atmosphere faisan
t ecran au rayonnement thermique inf
rarouge du sol. la pression elevee e
st due au degazage intense de la roc
he a haute temperature. des composes
 soufres sont presents dans l'atmosp
here, sous forme d'anhydride sulfure
ux so2  0,015 p. 100  et, eventuelle
ment, d'acide sulfhydrique h2s et d'
oxysulfure de carbone cos, alimentan
t l'epaisse couche de nuages situee 
entre 50 et 70 kilometres d'altitude
, essentiellement constituee de gout
telettes d'acide sulfurique h2so4. l
a couche nuageuse recouvre uniformem
ent la planete, dont elle dissimule 
la surface, 5 p. 100 seulement du ra
yonnement solaire atteignant le sol.

la dynamique de l'atmosphere est d
ominee par la rotation rapide de la 
zone qui est centree sur la couche n
uageuse, et qui tourne sur elle meme
 en 4 jours terrestres, beaucoup plu
s vite que la planete, dont la perio
de de rotation est de 243 jours. les
 deux rotations ont lieu dans le sen
s retrograde. l'origine de cette sup
errotation doit etre probablement re
cherchee dans l'importante masse de 
l'atmosphere, couplee par frottement
 a la planete solide et, par l'effet
 de maree thermique   induisant une 
forte asymetrie de la masse atmosphe
rique  , au champ gravitationnel sol
aire. les mecanismes d'entretien de 
la superrotation, par transport conv
ectif et turbulent de moment angulai
re assurant le confinement en altitu
de et la redistribution en latitude 
de l'energie de rotation, sont mal c
ompris. le declenchement de l'effet 
de serre pourrait etre du a une peri
ode d'activite tectonique et volcani
que intense durant le premier millia
rd d'annees d'existence de la planet
e, avec vaporisation dans l'atmosphe
re d'une quantite d'eau equivalant a
 celle qui est contenue dans les oce
ans terrestres, augmentant la temper
ature et provoquant le degazage du d
ioxyde de carbone, avec amplificatio
n progressive de l'effet de serre. l
'eau aurait ensuite ete perdue par p
hotodissociation et echappement grav
itationnel de l'hydrogene.