VÉNUS, planète

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Histoire géologique et évolution

D’après la densité de cratères d’impacts météoritiques recensés, Vénus possède une surface relativement jeune, d’environ 500 millions d’années, vierge de tout processus d’érosion de type terrestre, mais profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. L'histoire géologique de ses derniers 500 millions d'années a pu être retracée à partir de la chronologie relative des différentes unités géologiques (par leurs relations de superposition et/ou de recoupement), ainsi qu'à partir de la densité de cratères d'impact les affectant. En supposant que l'âge moyen de rétention des cratères d'impact soit compris entre 200 et 1 600 millions d'années, un modèle d'évolution géologique est proposé en fonction de l'âge moyen de la surface de Vénus – de 300 à 500 millions d'années. Le début de cette histoire, vers 750 millions d'années, se caractérise par une intense déformation tectonique, de durée inconnue et d'échelle semi-globale à globale, à l'origine de la formation des tesserae, avec une tectonique compressive évoluant en tectonique extensive. Vers 500 millions d'années, les plaines intensément fracturées et ridées se mettent en place. Un intense épisode volcanique se produit vers 250 millions d'années, entraînant le recouvrement de l'ensemble des plaines. Les coronae et les rifts se seraient formés il y a 130 millions d’années. Enfin, les grands volcans seraient les structures géologiques les plus jeunes, âgées de 70 millions d’années environ.

Ainsi, la présence de structures tectoniques associées à des structures volcaniques semble indiquer que la surface de Vénus a été soumise à d'importants mouvements verticaux, et, plus localement, à des mouvements horizontaux d'ampleur limitée, ces 500 derniers millions d'années. Toutefois, l'organisation des structures tectoniques et volcaniques diffère de celles qui sont observées sur Terre, régie par la dynamique mantellique (tectonique des plaques). En effet, cette organisation serait plutôt à rapprocher de celle qui caractérise une planète monoplaque.


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Vénus

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Planètes internes

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Vénus : topographie de l'hémisphère oriental

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Vénus : topographie de l'hémisphère occidental

Vénus : topographie de l'hémisphère occidental
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Écrit par :

  • : maître de conférences en sciences de la Terre à l'université de Nantes, laboratoire de planétologie et géodynamique, C.N.R.S. et université de Nantes
  • : docteur en physique, directeur adjoint du service d'aéronomie du C.N.R.S., Verrières-le-Buisson, directeur de recherche au C.N.R.S.
  • : doyen de l'U.F.R. sciences, université de Paris-XI-Sud
  • : docteur ès sciences, responsable des programmes d'exploration du système solaire au Centre national d'études spatiales

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Pour citer l’article

Véronique ANSAN, Éric CHASSEFIÈRE, Philippe MASSON, Francis ROCARD, « VÉNUS, planète », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 27 novembre 2020. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/venus-planete/