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Mis à jour
le 11/09/13
 Vénus
 

 

 

Carte d’identité
diamètre12 103,6 km demi grand-axe 108,209 106 km
0,9488 Terre0,7233 UA
diamètre angulaire max65,3"excentricité0,006773
aplatissement0inclinaison de l’orbite3,3947°
période de rotation243 j 0 h 27 mn
rétrograde
année sidérale224 j 16 h 41 mn
inclinaison axe de rotation177,3°vitesse orbitale35,0214 km/s
masse4,869 1024 kgrévolution synodique583,9214 j
0,815 Terrejour solaire moyen116 j 18 h
masse volumique5,24 g/cm3sensdirect !
0,9501 Terrepression au sol90 bars
pesanteur8,87 m/s/stempérature min+500°
0,905 Terretempérature max+500°
vitesse de libération10,36 km/salbédo0,65
nombre de satellites0atmosphèreCO2, N2

Les éléments en gras sont tirés du livre Allen’s astrophysical quantities, quatrième édition

Généralités

Observation de Vénus

Vénus est une planète magnifique à voir à l’œil nu. Sa magnitude visuelle minimum est de -4,4. C’est donc l’objet le plus brillant après la lune, bien avant les autres planètes et les étoiles. Elle brille le matin, assez longtemps avant le lever de Soleil, ou le soir après son coucher, au moment où les bergers sortaient et entraient les bêtes. C’est pour cela qu’on l’appelle à tort étoile du berger, car ce n’est évidemment pas une étoile.

Elle montre des phases comme la Lune, car vue depuis la Terre, elle se présente selon le schéma suivant :

Historiquement, la première observation des phases de Vénus par Galilée a contribué à détruire le système géocentrique hérité de Claude Ptolémée. On ne peut pas distinguer les phases de Vénus à l’œil nu, car son diamètre apparent maximum reste inférieur au pouvoir séparateur de l’œil. Mais dès l’invention de la lunette, Galilée a remarqué que son disque est plus petit quand elle est pleine que quand elle est nouvelle. C’est donc qu’elle est plus loin de nous quand elle est pleine, et qu’elle ne tourne pas autour de la Terre (surtout sur une orbite circulaire comme il était admis).

Son diamètre varie de 10" (pleine) à 62" (nouvelle), ce qui la rendrait théoriquement discernable à l’œil nu parfois (sous la forme d’un minuscule disque).

Comme pour les autres planètes, Vénus est explorée par des sondes spatiales. Leur emploi est d’autant plus indispensable ici que Vénus est entièrement couverte de nuages, dissimulant totalement le sol. Seules des sondes posées au sol peuvent donner des images à très petite échelle, et des satellites peuvent produire des images par radar, ondes capables de traverser l’atmosphère. Les observations au sol ont été faites par les sondes soviétiques Venera, et les images radar par Venera 15 et 16, Pioneer-Venus et Magellan.

Passages de Vénus

Les passages de Vénus devant le Soleil sont encore plus rares que ceux de Mercure. Leur périodicité est de 8 ans, 121,5 ans, 8 ans, 105,5 ans, et le cycle recommence. Les derniers ont eu lieu les 8 décembre 1874, 6 décembre 1882, 8 juin 2004 et 6 juin 2012. A bientôt pour les prochains…

Voici une animation (Gif animé) faite à partir de diapositives prises à Marseille :


Passage de Vénus du 8 juin 2004 photos J. Gispert télescope Maksutov 100/1000

La séquence d’images n’est pas régulière, pour réduire le temps de chargement. Le nombre de vues utilisées est plus important pour le début et pour la fin du phénomène.

 


Observation du passage de 1882 à Marseille photo J. Gispert

Les passages de Vénus ont revêtu une grande importance, car ils permettaient de déterminer précisément les distances absolues (en km) dans le système solaire, par effet de parallaxe :

Les passages de Vénus de 1761, 1769 puis 1874 ont été utilisés pour mesurer la parallaxe du Soleil, sans succès pour les deux premiers, avec une incertitude notable pour le troisième. C’est le passage de 1882 qui a donné la première mesure correcte : 8,85" exacte à 0,7 % près

Cet intérêt a totalement disparu, car maintenant on mesure quand on veut la distance de la Terre à Vénus, avec une précision bien meilleure de l’ordre du mètre, par des échos radar.

Lors du passage de 1761, Lomonosov a remarqué que le disque de la planète était flou, ce qu’il a interprété à juste titre comme prouvant la présence d’une atmosphère. En 1874, le petit disque noir de la planète est apparu entouré d’un anneau lumineux juste avant de passer devant le Soleil. Cet anneau est produit par la lumière du Soleil réfléchie par l’atmosphère entourant la planète.

Voici les dates des 4 passages de Vénus les plus proches de nous (passé et futur) :

dateheure UTC maxdurée maxdurée minvisible en
6/12/188217 h 4 mn3 h 9 mn2 h 48 mnAfrique, Amérique du sud
8/6/20048 h 24 mn3 h 6 mn2 h 46 mnEurope, Asie nord-ouest
6/6/20121 h 36 mn3 h 20 mn3 h 2 mnAmérique du nord
11/12/21172 h 51 mn2 h 50 mn2 h 27 mnAmérique du sud

Vous pouvez trouver tous les passages de -3.000 à +3.000 sur le site http://www.imcce.fr/vt2004/fr/canons_fr/CanonVenus.html.

Rotation

La rotation de Vénus est extraordinaire. Il a fallu très longtemps avant d’en mesurer la durée, car le sol est invisible depuis la Terre. La vitesse de rotation tout d’abord est exceptionnellement lente : elle s’effectue en 243 de nos jours (il a fallu attendre de disposer de radars puissants, qui ont donné par effet Doppler la vitesse de rotation du globe solide)… Mais en plus, elle s’effectue dans le sens rétrograde (à l’envers, par rapport à la Terre et à la plupart des autres planètes).

On ignore toujours la cause de ces particularités. L’explication la plus probable est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes. Nous verrons un problème semblable pour Uranus.

Jour solaire

Le jour solaire est déterminé par la composition des deux mouvements de la planète : rotation sur elle-même et circulation autour du Soleil. L’année de 225 jours, et la rotation rétrograde en 243 jours se composent pour donner un jour solaire de 116 jours.

Comparez la vitesse de rotation de Vénus avec la durée de son année : 243 jours pour 225 jours. L’année vénusienne est plus courte que sa journée ! Avec une conséquence extraordinaire : le Soleil s’y lève à l’ouest et se couche à l’est ! Vous pouvez revoir le chapitre sur le jour solaire !

L’atmosphère

La déesse de l’Amour n’est pas très accueillante ! Sœur jumelle de la Terre, elle possède un diamètre à peine inférieur, presque la même densité d’où 0,8 fois la masse de la Terre. Elle tourne autour du Soleil à 100 millions de km. Calculons l’énergie qu’elle reçoit du Soleil : le rapport des distances est 150/100 = 1,5 ; son carré 1,5 × 1,5 = 2,25 ; étant 1,5 fois plus proche, elle reçoit donc 2,25 fois plus d’énergie que la Terre. On peut donc penser qu’il y fait chaud ! Les calculs théoriques basés sur la seule distance au Soleil indiquent une température de l’ordre de 220°. Mais ce n’est pas si simple…

énus possède une atmosphère, très différente de celle de la Terre. Pas d’oxygène là-bas, mais du gaz carbonique (96 %), de l’azote pour 3,5 %, le reste (moins de 1 %) étant constitué d’anhydride sulfureux, d’oxyde de carbone, d’argon et d’un peu d’oxygène. La vapeur d’eau n’est présente qu’à l’état de traces.

La pression au sol est de 90 atmosphères, 90 fois la pression de chez nous ! C’est la pression qui règne dans nos océans à 900 mètres de profondeur… La masse de l’atmosphère de Vénus est 105 fois plus forte que la masse de l’atmosphère terrestre. C’est la gravité un peu plus faible de Vénus qui donne une pression de seulement 90 atmosphères ! Notons ici que, si le gaz carbonique n’avait pas été piégé dans le sol sur Terre, il y posséderait une pression partielle du même ordre.

Cette atmosphère est donc très lourde, très dense. Elle est aussi beaucoup plus profonde que celle de la Terre : elle se répartit sur une hauteur plus importante. Enfin, Vénus est entièrement couverte de nuages. Il y est impossible de voir le ciel (et pour nous de voir son sol). Ces nuages se trouvent à haute altitude (alors qu’ici nos cirrus culminent à 10 km), et sont constitués d’acide sulfurique.

Vénus, prise par Galileo (P-37222) à 2,7 millions de km. Pour distinguer des détails sur les nuages, la photo a été prise avec un filtre violet. La coloration bleue est artificielle. Le terminateur visible est celui du soir. Les nuages visibles se déplacent vers l’ouest, vers la gauche de l’image, à 100 m/s au niveau de l’équateur.

 

Les nuages sont séparés en trois couches. La plus basse se trouve à 48 km d’altitude, et présente une épaisseur de 1.000 mètres à peu près. La seconde est un peu plus haut : entre 50 et 55 km d’altitude. Elle est nettement plus épaisse que la première. La troisième enfin s’étend entre 56 et 66 km. Au-dessus, une légère brume est visible. C’est elle que nous voyons depuis la Terre, et qui nous empêche de voir plus bas.

Maintenant que le décor est planté, nous pouvons revenir sur la température. Les nuages sont clairs, et augmentent considérablement l’albédo de la planète : Vénus possède l’albédo le plus élevé de tout le système solaire. Pas étonnant qu’elle soit si belle vue d’ici ! La plupart des rayons solaires qui parviennent à elle, plus des deux tiers, sont renvoyés dans l’espace, sans participer au chauffage du sol. Bien que plus proche du Soleil que nous, Vénus ne profite pas tellement de cette proximité pour se chauffer davantage.

Considérons 1 watt arrivant du Soleil au niveau de Vénus. Il s’étale sur une certaine surface s de l’atmosphère. Celle-ci, avec son albédo de 0,66 ne laisse passer que la fraction 1 - 0,66 = 0,34. Donc, 1 W arrivant ne donnera que 0,34 W au sol.

Considérons maintenant ce même watt, toujours au niveau de Vénus, mais continuant sa route vers la Terre. Lorsqu’il y parvient, il s’étale sur une surface 2,25 fois plus grande. Donc à surface égale, nous n’avons plus que 1 W / 2,25 = 0,44 W. C’est ce que reçoit notre atmosphère sur une même surface s que celle considérée pour Vénus. Or l’albédo de la Terre est de 0,39 ; donc la proportion 1 - 0,39 = 0,61 passe l’atmosphère. Il arrive donc au sol 0,44 W × 0,61 = 0,27 W.

La même quantité d’énergie solaire se traduit par 0,34 W au sol de Vénus, et 0,27 W au sol de la Terre. Il s’en faut de peu que Vénus recoive au sol moins d’énergie que la Terre ! En considérant distance au Soleil et albédo, chaque mètre-carré de Vénus et de la Terre reçoit pratiquement la même énergie. La température de Vénus devrait donc être proche de celle de la Terre.

Mais pour couronner le tout, l’effet de serre dû au CO2 dont on parle chez nous à cause de la pollution, prend tout son sens sur Vénus : en retenant l’énergie reçue du Soleil, il fait monter la température au sol à 470 ℃… (plus que sur Mercure, pourtant plus proche du Soleil ! ). Un amour de planète…

Sur la Terre, l’effet de serre naturel élève la température de 30°, rendant notre planète habitable. Sur Vénus, il l’élève de 227° ! Cette différence considérable s’explique parce que l’atmosphère de Vénus est beaucoup plus opaque aux infrarouges que celle de la Terre, et retient donc beaucoup plus efficacement l’énergie. ℃

Le bilan énergétique de Vénus est le suivant : le CO2 piège 55 % de la totalité de la chaleur retenue par l’atmosphère. La vapeur d’eau est responsable de 25 %, le SO2 de 5 %, et les 15 % qui restent sont dûs aux brumes et aux nuages.

Résumons :

distance au Soleil seule :Vénus plus chaude que la Terre
distance au Soleil et albédo :Vénus à peine plus chaude que la Terre
distance au Soleil, albédo et effet de serre :Vénus beaucoup plus chaude que la Terre

L’intuition est un bon guide sans doute, mais il ne faut pas s’y fier, car des effets contraires peuvent donner un résultat surprenant.

Expérience : placez la flamme d’un briquet à proximité de la main, pour sentir la chaleur dégagée (sur le côté, car au-dessus vous sentiriez les gaz chauds qui montent) ; c’est une émission d’infrarouge que l’on ressent. Interposez une vitre devant la flamme pour montrer que la vitre empêche le passage des infrarouges, tout en laissant passer la lumière visible de la flamme. Les IR qui arrivant du Soleil sont très énergétiques, ils sont de courte longueur d’onde. L’atmosphère de Vénus est assez transparente à ces radiations, qui vont donc parvenir au sol et le chauffer. Le sol chaud va émettre lui-même des IR, mais de grande longueur d’onde (correspondant à la température de corps noir). Il se trouve que la transparence de l’atmosphère à ces grandes longueurs d’onde est beaucoup plus faible. Les rayons sont donc piégés, et le sol ne peut pas se refroidir par émission. C’est l’effet de serre.

Variation diurne de température

La densité de l’atmosphère produit une égalisation des températures entre le jour et la nuit. Bien que le jour solaire y soit de 116 jours, donc que chaque point de la planète soit exposé au Soleil pendant cette durée, et au froid de l’espace pendant une durée égale, la chaleur ne peut pas baisser beaucoup la nuit car les vents égalisent les températures. La variation n’est que de quelques degrés entre le jour et la nuit au niveau du sol. Mais il n’en est pas de même en altitude, où l’atmosphère est plus légère : à 100 km, la température varie de +27 ℃ le jour à -143 ℃ la nuit.

Evolution verticale de la température

La structure verticale de l’atmosphère est complexe. Comme pour la Terre et Mars, la densité de l’atmosphère est divisée par trois tous les 10 km. A 20 km d’altitude, il ne reste donc plus que 10 % du gaz présent au sol. A 70 km d’altitude, la pression est équivalente à celle qui règne au sol de Mars.

La température à une altitude donnée est déterminée par divers paramètres, dont la densité de l’air, l’apport d’énergie en provenance de l’espace ou du sol… On a divisé l’atmosphère de la Terre en couches selon ce paramètre ; on fait de même pour Vénus. Comme sur Terre, la température décroît avec l’altitude : si au sol elle est de 450 ℃, elle n’est plus que de -97 ℃ à 100 km d’altitude. Mais la variation n’est pas la même.

Le schéma montre les différentes couches de l’atmosphère terrestre, et les différences avec Vénus. Tout d’abord, on remarque que sur Vénus la décroissance de température est plus régulière, et jusqu’à une altitude bien plus élevée : c’est la troposphère. Ensuite, elle ne décroît pas : on ne peut pas parler de stratosphère… puis elle décroît jusqu’à 100 km d’altitude, dans une zone de type mésosphère. Et puis au-dessus, il y a une surprise : la courbe se divise en deux, car le comportement thermique de l’atmosphère n’est pas le même du côté jour, exposé au soleil, et du côté nuit. Du côté jour, on voit nettement une croissance de la température, comme dans la thermosphère terrestre. Mais dans la nuit, la température reste constante. On peut donc dire qu’il y a une thermosphère, mais seulement du côté tourné vers le soleil.

Dans cette thermosphère, la température varie de -97 ℃ à 100 km, jusqu’à +27 ℃ à 150 km. Du côté nuit, la température décroît encore. Enfin, la transition entre les deux zones est très brutale.

Chimie de l’atmosphère

La vapeur d’eau qui se trouve en altitude est dissociée par les UV solaires, en O libre et radical OH. Celui-ci est particulièrement réactif chimiquement, et contribue à la formation de l’acide sulfurique. Il existe cependant un peu d’oxygène moléculaire, d’oxygène atomique et d’ozone, produits par la photodissociation du dioxyde de carbone CO2.

Le soufre injecté dans l’atmosphère par les volcans est rapidement éliminé sur Terre, par combinaison avec la vapeur d’eau, puis précipitation sur le sol. La forte température atmosphérique de Vénus ne permet pas ce mécanisme, et le soufre reste en suspension. Il forme du SO2, en grandes quantités dans les couches basses. Ce dioxyde de soufre produit ensuite l’acide sulfurique qui forme des particules entre 50 et 80 km d’altitude.

On note dans l’atmosphère de Vénus une surabondance de l’isotope 36Ar, et une abondance triple de celle de la Terre pour le Krypton. Une explication envisagée est que le krypton viendrait en grande partie du vent solaire, mais que lors de la formation des planètes, la matière qui allait constituer Vénus formait un barrage pour le vent solaire, et se chargeait avec les atomes qui le constituaient. Ainsi, la matière qui allait former Vénus était enrichie, alors que celle qui allait donner la Terre et Mars ne l’était pas. L’abondance de Krypton dans l’atmosphère du Soleil est 2.000 fois plus importante que dans celle de la Terre. Le rapport est encore de 700 fois pour Vénus, mais seulement de 30 pour la Terre et Mars.

Orages

Les deux sondes Venera 11 et 12 ont enregistré des impulsions radio brèves, semblables à celles que l’on capte avec nos récepteurs radio lorsqu’il y a de l’orage. On en a déduit que des éclairs éclataient dans l’atmosphère de Vénus…

Rotation de l’atmosphère

Sur la surface nuageuse, aucune structure visible n’apparaît. En U.V., on distingue des formations qui tournent en quatre jours environ. Ces formations ont permis de déterminer la rotation de la haute atmosphère, et c’est un astronome amateur français, Charles Boyer, qui a réussi cette mesure à Brazzaville, entre 1957 et 1959, avec un télescope de 260 mm. Sur des photos successives prises en lumière violette, il a mis en évidence une structure en forme de Y couché, qui s’est montrée permanente. Cette structure tourne, et montre une rotation de l’atmosphère de la planète. Il s’agit d’un mouvement rapide d’ensemble de l’atmosphère, qui s’effectue en seulement 4 jours, dans le sens rétrograde. Ce résultat a été confirmé par la sonde américaine Mariner 10.

Les nuages empêchant de distinguer le sol, il a été très difficile de déterminer la vitesse de rotation de la planète elle-même. Il a fallu attendre de disposer de radars puissants, qui ont montré (par effet Doppler) que le globe solide tourne, aussi dans le sens rétrograde, en 243 jours, donc 60 fois plus lentement que la haute atmosphère. La différence entre la rotation du sol et de l’atmosphère produit des vents de 350 km/h en altitude, comme pour rendre le tableau encore plus charmant.

Les frottements entre le sol et l’atmosphère produisent une variation de vitesse entre le sol et les régions d’altitude. Au niveau du sol, le vent n’est que de l’ordre de 1 à 2 mètres par seconde (4 km/h), alors qu’à 60 km d’altitude, il souffle à 360 km/h. En plus de la pression, de la température, de la corrosion chimique, les sondes soviétiques ont eu à subir aussi des vents plus que cycloniques !

Vénus montre des cellules de Hadley dans son atmosphère : ce sont des zones qui tourbillonnent par l’effet de la convection. Elles sont responsables des vents, qui équilibrent les températures des différentes régions.

Interactions avec le vent solaire

La gravité de Vénus est a priori suffisante pour retenir son atmosphère.

Vénus est plongée dans le vent solaire, qui interagit avec son atmosphère. Les résultats de la sonde Européenne Vénus Express montrent une diversité plus importante que ce que l’on croyait. Le vent solaire est très variable, c’est un flux de protons essentiellement. Vénus n’en est pas protégée, n’ayant pas de champ magnétique suffisant pour le dévier. Son atmosphère reçoit donc ce flux de particules de plein fouet. De plus, le gaz qui constitue la haute atmosphère est soumis au rayonnement UV du Soleil, qui l’ionise. Il s’agit donc de particules chargées, qui peuvent interagir par électromagnétisme avec le vent solaire. Le vent solaire entraîne des atomes de la haute atmosphère, qui acquièrent ainsi une énergie suffisante pour échapper à la planète.

L’ESA a produit une animation pour illustrer cette perte d’atmosphère. Mais bien sûr, pour illustrer le phénomène, il faut l’amplifier, car il est subtil. Au rythme visible sur ce film, Vénus aurait perdu toute son atmosphère demain matin ! Observez la forme du choc entre la haute atmosphère et le vent solaire, qui parvient de gauche. Notez aussi la variation de cette forme, conséquence de la variation du vent solaire. Une partie de l’atmosphère se trouve entraînée, et quitte la planète.

video
ESA, animation de C. Carreau

Quelle est l’importance de cette perte ? Vénus risque-t-elle rapidement de se retrouver nue comme la déesse de Botticelli ? La perte concerne-t-elle tous les gaz de l’atmosphère ? Est-elle symétrique?

Vénus Express a été construite pour répondre à ce genre de questions. Elle vient de boucler son programme d’étude, qui concernait deux jours vénusiens, c’est-à-dire à peu près 500 jours terrestres. Elle a commencé l’extension du programme pour deux journées vénusiennes supplémentaires.

Vénus Express a photographié en infra-rouge le pôle sud de Vénus, au cours de 3 orbites, c’est-à-dire 72 heures. Les nuages y forment un immense vortex, qui tourne en produisant des turbulences. On voit des différences de température dans la haute atmosphère, et des variations rapides.

Les divers instruments montrent des variations en fonction de l’altitude. Malgré des vents atteignant 100 m/s dans les hautes couches, l’atmosphère étant si épaisse, il est peu probable que ce vortex puisse descendre jusqu’à la surface. Les vents mesurés au sol par les sondes Venera sont très faibles (1 m/s).

images ESA/VIRTIS-VenusX/INAF-IASF/Obs Paris LESIA

Morphologie du sol

L’étude physique du sol de Vénus a été faite par divers moyens, dont l’optique est pratiquement exclue, puisque les nuages qui recouvrent sans cesse la planète interdisent toute observation visuelle depuis l’espace. Seules les sondes Soviétiques qui se sont posées sur le sol ont pu nous en donner quelques photos. Mais les conditions infernales qui règnent à la surface ne permettent pas à un engin de fonctionner très longtemps. Toutes les expériences à bord doivent être achevées dans l’heure qui suit l’arrivée au sol.

Les photos prises au sol sont extrêmement utiles, puisqu’elles nous montrent des cailloux, avec leurs formes et leurs couleurs, mais ne permettent pas une vue d’ensemble de la planète.

Fort heureusement, il existe des moyens d’observation à distance, dans des longueurs d’onde autres que le visible. Ainsi, des sondes soviétiques et américaines ont utilisé des radars, dont les ondes traversent l’atmosphère, pour sonder le sol depuis l’orbite, en déterminer la structure, l’altimétrie, la pente, et les propriétés réfléchissantes pour les ondes utilisées. Ces propriétés donnent une estimation de la taille moyenne des objets qui constituent le sol. Si les aspérités du sol sont plus petites que la longueur d’onde, le sol se comporte pratiquement comme un miroir, et renvoie la lumière radar loin de la sonde ; le sol apparaît noir. Si les aspérités sont de l’ordre de la longueur d’onde, une partie du faisceau est renvoyée vers la sonde, et le sol commence à briller. Plus les aspérités sont grandes devant la longueur d’onde, plus le sol apparaît brillant. Ainsi, d’après les images radar, on a une idée de la texture du sol.

Il faut bien prendre garde, en observant une image radar, qu’elle ne correspond pas du tout à une image habituelle, dans le visible ! Lorsqu’on regarde un paysage, il est éclairé par le soleil, qui ne se trouve pas derrière nous, mais dans le ciel : la source de lumière et l’observateur occupent des régions distinctes de l’espace. Mais le Soleil n’éclaire pas Vénus avec des ondes radar, aussi c’est la sonde elle-même qui doit l’éclairer. Elle se trouve dans la même situation que nous lorsque nous observons un paysage de nuit, à l’aide d’une lampe de poche. Si nous éclairons un miroir (sans être exactement en face), nous ne le verrons pas, car il réfléchira toute la lumière dans une autre direction !

Le radar permet aussi de sonder très simplement la distance entre la sonde et le sol (temps de parcours aller-retour du faisceau). Connaissant l’orbite de la sonde, on déduit à chaque instant l’altitude du sol en-dessous de l’engin. On a ainsi obtenu des cartes en relief de Vénus. Ces cartes montrent la présence de plaines, de montagnes, de volcans, de cratères d’impact… ainsi que des structures que l’on ne connait nulle part ailleurs dans le système solaire.

On a entrepris aussi une exploration radar de Vénus depuis la Terre, grâce à deux instruments de grande puissance : le radiotélescope d’Arecibo envoie un faisceau radar vers la planète, où il se réfléchit, puis le radiotélescope d’Arecibo et le radiotélescope de Green Bank reçoivent l’écho radar. On reconstitue ensuite une image de la surface de Vénus, à une résolution de 1 kilomètre. Cette technique permettra de découvrir, s’il y en a, des changements géologiques intervenus depuis la cartographie in situ de la planète par la sonde Magellan, qui date de 1994.

Niveau de référence

Pour étudier la géographie de Vénus, il nous faudra parler des altitudes (nous l’avons déjà fait pour l’atmosphère, sans précisions). Il faut donc définir un niveau zéro. Sur Terre, nous avons l’habitude de mesurer les altitudes à partir du niveau de la mer, qui prend la forme du géoïde, et donne une référence visible, aisée. C’est possible, parce que les océans sont tellement immenses, qu’ils communiquent tous entre eux, et donc ont un niveau commun. Il n’en serait pas de même s’il n’y avait pas de mers, mais seulement des lacs indépendants les uns des autres.

On peut d’autre part déterminer le niveau tel que 50 % des terres (en surface) soient plus hautes, et les 50 % restantes plus basses. Ce niveau d’altitude est appellé niveau médian. On peut le concevoir pour toute planète. Il définit une sphère concentrique à la planète. Chaque point du sol se trouve au-dessus ou au-dessous, et l’écart mesure l’altitude.

La géologie vénusienne

Les structures rencontrées sur Vénus sont :

Tessera (pl. tesseræ). Une tessera est :

Chasma (pl. chasmata). Mot d’origine latine, mais dérivé du grec. On désigne ainsi une vallée dont les bords sont à forte pente, ou un canyon large. On trouve des chasmata sur Vénus, et sur Mars.

Tesseræ et chasmata sont de nature tectonique ; elles se forment par des mouvements de terrain.

Les structures suivantes sont d’origine volcanique.

Le volcanisme vénusien

On connait le volcanisme terrestre ; son modèle s’exporte-t-il sur Vénus ? Y existe-t-il un volcanisme semblable, ou bien différent ?

Certaines formes de volcanisme terrestre proviennent de la tectonique des plaques qui s’y produit (subduction et obduction). Se produisent-elles aussi sur d’autres planètes ? Cette question n’est évidemment pas résolue à l’heure actuelle.

Les fontaines de lave terrestres se forment dès que la lave contient 0,1 à 0,4 % d’eau en poids. Or sur Vénus, les conditions de température et de pression nécessitent 2 % d’eau en poids pour les produire (1 % sur les hauts plateaux où la pression est plus basse) soit à peu près dix fois plus. Sachant que l’eau est rare sur cette planète, on peut penser que les éruptions explosives doivent y être rares.

Supposons maintenant qu’une éruption pyroclastique s’y produise cependant. Alors, la lave éjectée n’ira pas loin, car elle sera fortement et rapidement freinée par la densité de l’atmosphère. La lave s’élèvera trois fois moins haut que sur Terre, et quinze fois moins haut que sur Mars. En conséquence, les dépots pyroclastiques, s’ils existent, ne doivent pas être très étendus.

Les fontaines de lave sur Terre permettent à la lave de se débarrasser de ses composants volatils, et donc sa densité augmente. Il n’en est pas de même sur Vénus, puisque la pression atmosphérique 90 fois plus forte empêche le dégazage. Les éruptions explosives doivent donc être exceptionnelles, et les laves plus légères (elles contiennent davantage d’éléments volatils légers).

Les éruptions calmes peuvent très bien se produire dans les conditions qui règnent à la surface de Vénus. Et on observe de nombreuses structures volcaniques sur les images produites par les radars embarqués sur les sondes.

Corona (pl/ coronæ). Mot créé par les chercheurs soviétiques, pour désigner les structures elliptiques observées sur les images de Venera 15 et 16. Le centre est plus ou moins irrégulier. Il est cerné par des anneaux concentriques de rides séparées par des sillons. On peut compter jusqu’à 12 rides autour d’une corona. Ce sont des structures typiquement vénusiennes, rares dans les basses terres, fréquentes dans les plaines vallonées. Cette différence de représentation pourrait n’être que le résultat de leur disparition par comblement dans les basses terres. On a recensé 176 coronæ, dont les diamètres vont de 60 à 2.000 km, le diamètre moyen étant de 250 km, et couvrant 49.000 km2. La largeur de l’anneau va de 10 à 150 km. Les coronæ sont assez bien réparties sur la planète, mais avec tout de même un regroupement entre Aphrodite Terra (Atla Regio) et le groupe Beta, Phoebe et Themis Regiones.

Les coronæ ont été probablement produites par des plumes mantelliques ou par des points chauds.

On trouve des formes variées, parmi lesquelles des coronæ à double anneau (deux structures annulaires concentriques), des coronæ présentant des fractures radiales (en plus de l’anneau), des coronæ multiples entourées par un même anneau, des coronæ asymétriques…


Chaîne de coronæ ; le nord est en haut (Magellan C3-MIDR 14S300;1,framelets 35,36,43,44)

Cette image de Magellan montre une chaîne de coronæ située le long de Parga Chasma, qui coupe Themis Regio. Themis Regio est à droite. Il s’agit de la plus importante concentration de coronæ sur Vénus. La photo couvre 4.200 km en largeur.

Tamfana Corona est entourée d’un fossé, en partie comblé par un flot de lave. Un autre flot de lava a coulé à l’intérieur du rempart. Les deux flots ne sont pas à la même hauteur. On se demande alors s’ils se sont formés ensemble, par la même coulée, donc à la même altitude, puis ont été déformés après, ou bien s’ils ont été produits par deux coulées différentes. L’interprétation géologique n’est pas la même.

L’interprétation raisonnable avec les données actuelles invoque un soulèvement du bord et un effondrement qui produit le fossé, si fossé il y a. Les rides concentriques se forment de la même manière. De la lave très fluide peut ensuite couler et combler en partie les creux.


Formation d’une corona

Une corona se forme par la remontée d’un diapir (bulle de lave chaude provenant du manteau). Cette bulle n’est pas assez chaude pour percer la surface, mais suffisamment pour la soulever. Elle provoque tout d’abord un bombement (a). Ensuite, la remontée se ralentit, et le poids de la croûte au-dessus entraîne une poussée horizontale, qui aplatit le diapir et le bombement qui le recouvre (b). Enfin (c), le diapir se refroidit, et une compensation gravifique se produit, qui donne une dépression centrale et souvent un effondrement autour.

Artemis. Artemis Corona est une structure circulaire très vaste, entourée d’un ravin, Artemis Chasma. Elle se trouve dans Aphrodite Terra. Elle mesure 2.600 km de diamètre, alors que les coronæ normales sont limitées à 2.000. Le sol du centre est particulièrement déformé, et par places se trouve jusqu’à 4.000 m au-dessous de la plaine environnante, ce qui particularise encore Artemis par rapport aux coronæ normales. Les creux sont en partie comblés par des épanchements de lave. Artemis Corona est entourée d’un rempart de 150 km de large, qui s’élève par endroits à presque 4.000 m au-dessus du niveau moyen. Le dénivellé entre le bord du rempart et le fond de la dépression atteint donc 7.500 mètres. Il semble qu’elle soit intermédiaire entre une corona et un bombement volcanique.

Nova (pl. novæ). Structure circulaire, un peu semblable à une corona, mais qui ne présente pas ou peu d’anneaux de fractures autour. Par contre, on y voit un dôme central fracturé radialement. Lors de la remontée du diapir, la croûte, poussée par en-dessous, peut se fracturer. Les fractures sont alors radiales, ce qui explique les novæ. Les novæ ne se trouvent que sur Vénus, comme les coronæ.


Nova dans Themis Regio ; le nord est en haut (Magellan C1-MIDR 30S279;1,framelet 18)

Cette image montre une nova située dans Themis Regio (au sud de Beta Regio). On distingue un bombement central, duquel partent radialemement de nombreux grabens. On note une forte disymétrie, la densité de grabens et leur longueur étant bien plus importantes du côté sud. Les grabens sont très proches les uns des autres. Le diamètre de cette nova est de 250 km.

Arachnoïde. Ce dernier type de structures vénusienne est analogue aux deux précédents. La croûte se fracture autour d’une corona, en de nombreux graben radiaux.

Pancake. Littéralement, crêpe. C’est une forme de volcanisme typique de Vénus, car on n’en trouve nulle part ailleurs dans le système solaire.


Pancake dans Tinatin Planitia, est de Alpha Regio ; (Magellan C1-MIDR 15N009;1,framelet 36) ; nord en haut

Cette image montre deux pancakes, le plus grand ayant 62 km de diamètre. Ils présentent une forme plate, et sont peu élevés, ce qui leur vaut l’apellation de crêpe. Les bords sont très pentus. Leur hauteur est de quelques centaines de mètres. Sur le plateau, on voit des fractures, qui ont pu se produire pendant la formation ou après. Au centre, il y a une petite dépression.


Paysage de synthèse de Vénus, obtenu d’après les données de la sonde Magellan, NASA

Bord est d’Alpha Regio, vu d’une altitude de 2.400 mètres. Le diamètre moyen des dômes visibles est de 25 km, pour une altitude maximum de 750 m. Les fractures visibles autour des dômes sont à la fois plus vieilles et plus jeunes. Les dômes pourraient avoir été produits par des éruptions de lave visqueuse, peut-être au cours de plusieurs éruptions successives, chacune augmentant un peu l’altitude.

Les pancakes se trouvent sur toute la surface de la planète, dans les plaines, souvent autour des coronæ. Le diamètre moyen est de 24 km, pour 700 mètres de hauteur. On en trouve par paires, ou même par amas.

Leur forme semble indiquer une formation avec de la lave assez visqueuse, qui n’a pas pu s’écouler au loin, et s’est accumulée sur place, donnant un sommet plat et des pentes raides. Une lave andésitique pourrait donner l’explication. Mais une plus classique lave basaltique (plus fluide) dans les conditions de pression qui règnent sur Vénus, pourrait aussi produire ces empilements. En effet, une lave visqueuse sur Terre se forme par contact et mélange avec la croûte, par la subduction. Si une analyse plus précise venait à montrer une composition andésitique pour ces pancakes, l’histoire de Vénus pourrait en être changée.

Volcan bouclier. Un volcan bouclier est produit par la surrection d’une lave très fluide, capable de s’écouler très loin de la cheminée. Sur Terre, ce sont des laves provenant directement du manteau, sans mélange à la croûte. Ce sont les laves qu’on s’attend à trouver sur Vénus, si la tectonique des plaques ne s’y produit pas. La pente est très faible, le diamètre de l’édifice important. Le bouclier est convexe. Les grands volcans que l’on voit sur les images de Magellan sont de ce type.


Image de synthèse, obtenue à partir des relevés radar de la sonde Magellan, NASA

L’image montre Eisla Regio, telle qu’elle apparaîtrait d’une altitude 1.200 mètres, à 700 km de Gula Mons (le volcan de droite), qui culmine vers 4.400 mètres. Sif Mons est le volcan de gauche. Un peu moins haut, il atteint seulement 3.500 mètres. Les couleurs ont été choisies d’après les résultats des sondes soviétiques, seules à s’être posées sur le sol de Vénus et à avoir transmis des photos. Le paysage a été entièrement construit par ordinateur, d’après les données altimétriques fournies par la sonde Magellan. Connaissant l’altitude de chaque point de la planète, il est possible de créer cette sorte de paysage. Mais attention, toutes ces images sont produites avec une altitude exagérée ! Les vrais reliefs ressemblent à cela, mais sont bien moins importants…

On observe également de très nombreux petits volcans boucliers, très souvent groupés en champs de plusieurs dizaines d’individus.


Boana Corona ; le nord est en haut (Magellan C1-MIDR 30N135;1,framelet 37)

Boana Corona se situe au nord de Thetis Regio. La corona est manifeste par les anneaux qui la ceinturent. Le centre est parsemé de failles brillantes au radar, mais on y voit surtout un champ de volcans boucliers. La corona mesure 225 km dans sa plus petite dimension.

Calderas. C’est un nom espagnol signifiant chaudron. Il est appliqué sur Terre pour désigner le sommet de certains volcans qui s’est effondré après une eruption. Lorsque la pression retombe dans la chambre magmatique, le poids des matériaux accumulés au sommet est trop important pour rester en équilibre. Le sommet s’effondre alors et produit des structures en terrasse. Si le volcan produit une lave riche en silice, elle est visqueuse, et produit des éruptions explosives. La chambre magmatique se vide brusquement. Si au contraire la lave est pauvre en silice, elle est très fluide, et la chambre se vide par écoulement. Le résultat final est le même.

On trouve des calderas de ces deux types sur Terre. Mais le plus bel exemple est sur Mars, c’est le sommet d’Olympus Mons.

L’exemple typique sur Vénus est Sacajawea Patera, sur Lakshmi Planum. Elle mesure 280 par 140 km. Son plancher est recouvert de laves sombres au radar, donc lisses.

Chenaux

Enfin, il existe des chenaux de lave qui s’étendent jusqu’à 6.000 km. Pour avoir une telle extension, il faut que la lave ait été extrêmement fluide, et que son débit ait été très important.


Lo Shen Valles, chenal de lave au nord d’Ovda Regio ; le nord est en haut (Magellan C1-MIDR 15S095;1,framelet 18)

Remarquez le cheminement de la lave, semblable à celui d’un fleuve, montrant des branches et des îles. Ce chenal, qui part de Fortuna Tessera, est de longueur vraiment inhabituelle. Sa largeur est de l’ordre de 2 km. La zone représentée mesure 50 km.

Les flots de lave


photo radar, sonde Magellan, NASA

Zone située dans Lada Regio, à 47° de latitude sud, et 25° de longitude est. La photo mesure 550 km de large. On y voit un flot de lave qui s’écoule de la gauche vers la droite, en franchissant une faille. La lave présente des zones brillantes aux ondes radar, et des zones sombres. Après franchissement de la faille, le flot s’étale, et présente une surface très brillante. L’épanchement couvre une surface d’une centaine de milliers de kilomètres carrés. La lave provient de la caldéra Ammavaru, qui est située à 300 km à l’ouest de l’image.

Age de la surface

La surface de Vénus, comme en attestent les comptages de cratères, est relativement jeune. Elle a entre 300 millions et 1 milliard d’années. Les tesserae sont plus anciennes que les autres terrains, alors que les grandes régions volcaniques sont au contraire bien plus jeunes. Maat Mons est l’une des zones les plus récentes, elle n’a sans doute pas plus de 100 millions d’années ; elle est même peut-être contemporaine.

Le volcanisme est-il encore actif sur Vénus ? D’après les propriétés globales de la planète, ce serait possible : Vénus a presque la même masse que la Terre, donc même quantité de matériaux fissiles, ayant pu maintenir la chaleur interne jusqu’à aujourd’hui. Mais aucun volcan en éruption n’a été observé. Ceci n’est pas contradictoire : les volcans ne sont pas en éruption permanente, mais présentent des périodes d’activité séparées par de longues pauses.

On peut établir un argument quantifié. Pour chaque région, on divise le volume de laves qui la constituent par la durée de sa mise en place (âge de la partie la plus vieille moins âge de la partie la plus jeune). On constate alors que l’activité volcanique était intense il y a 800 millions d’années, le taux d’émission étant semblable à celui que l’on constate aujourd’hui sur Terre (volcans sous-marins y compris). Par contre, dans les régions les plus jeunes, le taux est 20 fois plus faible (correspondant à l’activité d’un seul volcan terrestre contemporain). L’ensemble de la croûte vénusienne ne dépassant pas le milliard d’années, il a dû y avoir un épisode volcanique intense autour de 800 MA, qui a renouvelé entièrement la croûte vénusienne. Ensuite, l’activité a diminué.

Cetains modèles envisagent qu’il y ait eu plusieurs épisodes intenses successifs, produits par des réchauffements internes, chacun renouvelant la croûte. Mais rien ne permet de les confirmer observationellement.

Géographie vénusienne

Vénus, comme la Terre, présente des plaines et des montagnes. Mais bien sûr, la température ne lui permet pas d’avoir aujourd’hui des océans. Les plaines de Vénus dessinent un immense X à la surface de la planète. Atalanta Planitia (en haut à droite), Niobe Planitia, Lavinia Planitia et Helen Planitia (en bas à gauche) constituent la branche nord-est-sud-ouest, Sedna Planitia (en haut), Guinevere Planitia et Aino Planitia la branche nord-ouest-sud-est. Cette structure très remarquable a été observée par les premières sondes spatiales soviétiques possédant un radar :


Carte topographique de Vénus, montrant la structure en X ; NSSDC Photo Gallery

Cette carte en fausses couleurs montre très bien la structure en X (bleu, bleu-vert) des grandes plaines, ainsi que les trois principaux massifs montagneux qui les délimitent (en rouge ou orange). Le bleu colore les plaines les plus basses, le rouge les plus hauts sommets. Ishtar Terra au nord (en haut de l’image) ressort très distinctement ; Aphrodite Terra vers l’équateur (au centre) est moins élevée, quoique plus étendue ; enfin, Beta Regio à l’ouest (à gauche) est encore plus discrète.

La distribution des zones déformées (montagneuses) indique que les forces qui les ont produites concernent des régions vastes, par opposition aux montagnes terrestres, qui suivent les marges des plaques tectoniques.

Vénus est relativement plate, les pentes y sont généralement moins fortes que sur Terre. On y trouve :

Un histogramme des altitudes est très intéressant. Cet histogramme prend les intervalles d’altitude, et leur fait correspondre la surface de la planète dont l’altitude se trouve dans l’intervalle. Par exemple, l’histogramme de Vénus montre, par le rectangle le plus grand, que 50 % (pourcentage, axe horizontal du dessin) de la surface de la planète se trouvent entre les altitudes de 0 et 1.000 mètres (limites du rectangle sur l’axe vertical).

La comparaison entre Vénus, la Terre et Mars montre d’un coup d’œil les différences morphologiques entre ces trois planètes :


Histogramme des altitudes, d’après Cattermole, Venus,the geological story

L’histogramme pour la Terre, bimodal (deux bosses), s’explique par la présence des continents (bosse entre 0 et 1.000 m), et des océans (bosse entre -4.000 et -5.000 m). Il existe peu de terres entre 1.000 et 2.000 m dans les océans (5 %), ce sont les marges continentales. De même, il y a peu (en surface) de sommets (au-dessus de 2.000 m), et de fosses marines (au-dessous de 6.000 m).

L’histogramme trimodal de Mars montre les plaines basses du nord (-2.000 à -3.000 m sous le niveau moyen), le plateau de Tharsis et ses volcans ( de 0 à 1.000 m), et enfin les hauts plateaux cratérisés du sud (entre 2.000 et 3.000 m).

En comparaison, l’histogramme unimodal de Vénus montre que la grande majorité des terres se trouvent au même niveau. Et de ce fait, elles définissent le niveau moyen, ce qui explique que le pic soit juste à ce niveau. Il y a très peu de terres basses ou hautes. On peut constater que les trois paliers du pic totalisent presque 90 % des terres, qui se répartissent sur seulement 3.000 m d’altitude. Il ne reste donc qu’un peu plus de 10 % des terres à répartir entre les zones basses et les montagnes. Vénus est une vaste plaine…

On a montré aussi que les pentes les plus fortes caractérisent les plus hauts sommets, et que les zones les plus rugueuses (les plus gros cailloux au sol) se trouvent dans les hauteurs.

Les parties les plus basses de Vénus se trouvent au nord, dans Atalanta Planitia, Leda Planitia, et Sedna Planitia ; mais le point le plus bas se trouve dans Diana Chasma près de l’équateur, à 4.000 m sous le niveau moyen. Le point le plus haut, dans les Monts Maxwell, est à 11.000 m d’altitude.

Examinons maintenant une carte plus détaillée et commentée :


Carte topographique de Vénus en fausses couleurs ; Magellan product P-41938

Le premier coup d’œil montre que les deux principales structures, Aphrodite Terra et Ishtar Terra, ne sont pas des blocs compacts, mais sont chacune constituées de diverses parties plus ou moins individualisées. Nous allons détailler quelques régions particulières, représentatives de l’ensemble.

Les plaines

On distingue grossièrement deux sortes de plaines : les plaines ondulées, et les terres basses. Les premières sont plus importantes en superficie couverte, et s’étagent entre 0 et 2.000 mètres d’altitude ; les terres basses sont en-dessous du niveau moyen. Les terres basses sont très basses, elle atteignent 4.000 m sous le niveau moyen. C’est pour cela qu’elles tirent le niveau moyen vers le bas.

La surface de Vénus est presque entièrement recouverte de matériaux volcaniques. On y voit de vastes plaines de lave, agrémentées de champs de dômes volcaniques. Dans les zones montagneuses, on trouve de très grands volcans boucliers.

Sedna, Guinevere, Aino, Niobe, Atalanta Planitiæ sont des basses terres (les parties en bleu et bleu-vert sur la carte).

Les terres basses sont plus régulières, globalement, que les plaines ondulées, mais on y trouve tout de même quelques cratères d’impact, ainsi que des coulées de lave, des dômes et des boucliers volcaniques, et des plissements très longs.

Atalanta est la plaine la plus basse. Un plissement la traverse presque entièrement, et continue à travers la région polaire nord. C’est le plissement le plus long et le plus élevé de Vénus. On trouve à la surface de Guinevere Planitia les mêmes ingrédients que sur Atalanta, mais en plus on observe de grandes coronæ. Vers le sud, la plaine devient accidentée, mais les creux sont en partie remplis par des laves postérieures. Ceci se retrouve dans nombre d’autres plaines, et la question est de savoir si toute plaine ne serait pas une ancienne tessera recouverte.

Les plaines ondulées sont caractérisées, au radar, par une diffusion intermédiaire entre entre celles des basses terres et des hautes terres. Les pentes sont de l’ordre de 1,5° à 3° sur ces échelles de la dizaine de mètres. On observe également des structures circulaires aux remparts bas, que l’on a pris au début pour des cratères d’impact. Par rapport au diamètre, la profondeur est très faible.

Guinevere Planitia, et Sedna Planitia atteignent 1.000 m sous le niveau moyen à leurs points les plus bas. Sur ces plaines sont érigées de petites formations montagneuses : Eistla Regio, Alpha Regio et Bell Regio. Eistla Regio contient deux magnifiques volcans, nommés Sif Mons et Gula Mons. Alpha Regio est un plateau bordé de grands dômes volcaniques. Bell Regio, enfin, est un vaste dôme d’un millier de km de diamètre, allongé dans la direction nord-sud. On y trouve Tepev Mons, volcan double, et diverses structures volcaniques.

Les plaines montrent ausi des structures inconnues ailleurs que sur Vénus  : les coronæ. Ce sont des déformations de la croûte probablement formées par des plumes mantelliques ou des points chauds. La plus importante est Heng-O corona, dont le diamètre atteint 750 km, et qui forme un grand dôme.

Guinevere Planitia, avec les plaines adjacentes, forme dans la région équatoriale une structure en forme de croix. La plus grande plaine vénusienne est Atalanta Planitia, dont l’altitude moyenne est 1.400 m sous le niveau moyen. Cette plaine est très lisse, et dépouvue de structures. Ceci fait penser aux mers lunaires. Ce serait une véritable mer s’il y avait encore de l’eau sur Vénus. Les mesures gravifiques par ailleurs montrent que la croûte y est plus fine et la densité du sol plus faible que dans les hauts plateaux vallonés.

Les plateaux

Alpha Regio est une vaste zone de terres hautes, de 1.300 × 1.500 km, brillante au radar. Elle est située dans l’hémisphère sud, en face d’Ishtar Terra, à l’intersection des deux branches du X formé par les plaines (voir ci-dessous). L’altitude des bords est de 2.000 m au-dessus du niveau moyen, et 500 mètres au-dessus des plaines environnantes, alors que le centre est déprimé jusqu’au niveau moyen. Alpha Regio abrite une importante corona, Eve. Les structures observées dans Alpha Regio sont probablement produite par des forces de compression. Il s’agirait alors de plissements.

Le sol que nous observons aujourd’hui est le résultat d’une évolution plus ou moins importante, qui a suivi la phase d’accrétion de la planète. Le sol peut être modifié par ’

tectoniquepas d’indices probants
volcanismeabondant ; de nombreux types de volcans ; plaines volcaniques
impacts de météoritespeu de cratères ; la surface semble jeune
érosionminime ; de nature assez différente de l’érosion terrestre

Les structures

La géologie s’est constituée à partir de l’étude de la Terre, comme son nom l’indique. Lorsque les premières sondes spatiales sont allé explorer d’autres planètes (et satellites), les paysages qu’on y a découverts ont intéressé les géologues, puisqu’ils doivent procéder des mêmes mécanismes généraux que sur Terre. Leur terrain de jeu s’est subitement agrandi dans des proportions considérables.

Ce qui était prévisible est arrivé : on a trouvé ailleurs ce qu’on connaissait ici, … mais pas seulement ! Le volcanisme est présent en de nombreux endoits dans le système solaire, sous des formes parfois très différentes de ce que nous connaissons. Vénus n’échappe pas à cette règle. De même, les paysages sont parfois semblables, mais certains sont de nature inconnue sur Terre.

On trouvera dans les fiches la liste expliquée des figures (formes visibles au sol) que l’on observe sur les différentes planètes. Le nom d’une figure indique sa nature.

Ces structures sont représentées sur Vénus dans des proportions diverses : les plaines (planitiæ) couvrent la plus grande surface, et par importance décroissante, on trouve ensuite les tesseræ, zones collinaires, coronæ, volcans et montagnes. Ces grandes structures ont une distribution qui reflète leur origine.

Plus en détail, on observe des traînées éoliennes, des coulées de lave lobées, des chenaux, des dunes, et des cratères d’impact de plus de trois kilomètres de diamètre et des éjecta d’impact.

Les montagnes

Les régions montagneuses de Vénus, bien que beaucoup moins étendues que les autres, sont sans doute plus intéressantes géologiquement. On en distingue trois principales :

La plupart des montagnes sont des volcans, dont l’activité passée est sans doute à l’origine du soufre qui a produit l’acide sulfurique des nuages.

Ishtar Terra est un vaste ensemble qui se construit autour de Lakshmi Planum (bien que celui-ci ne soit pas au centre, et ne constitue qu’un quart à peu près en surface). Situé entre 60 et 70° de latitude nord, son extension est de 3.700 km dans le sens est-ouest, et de 1.500 km dans le sens nord-sud.

Lakshmi Planum est un haut plateau en forme de poire, dont la tige serait au nord. Son altitude générale est de plus de 2.000 m au-dessus du niveau moyen. Il est situé à l’ouest d’Ishtar Terra, et sa taille est le double de celle du Tibet. Il est ceinturé par des massifs montagneux : Akna Montes à l’ouest (8 km d’altitude), Freya Montes au nord (9 km d’altitude), et Maxwell Montes à l’est (12 km d’altitude). Au sud, la bordure formée par Danu Montes est moins élevée et descend en pente raide à l’ouest vers un escarpement géant nommé Vesta Rupes, qui tombe de 3 à 4 km vers la plaine, et qui borde Lakshmi Planum au sud-ouest. Le haut de Vesta Rupes, qui touche au plateau, présente des failles et rides qui se croisent et forment un paysage chaotique. Ces montagnes sont formées de longues crêtes, sur des centaines de km, séparées par des vallées espacées de 1 à 20 km.


Ishtar Terra ; fragment d’une carte topographique réalisée par Ralph Aeschliman

Chacun de ces massifs montagneux est lui-même bordé d’une tessera d’altitude inférieure à celle du plateau : Itzpapalotl Tessera au nord de Freya Montes, Atropos Tessera au nord-ouest de Akna Montes, Clotho Tessera au sud de Danu Montes, et enfin et surtout Fortuna Tessera à l’est de Maxwell Montes.

Enfin, tout cet ensemble est ceinturé de plaines.

Lakshmi Planum présente deux grandes dépressions, Colette Patera (120 × 80 km) et Sacajawea Patera (280 × 140 km), qui sont de grandes caldeiras. Elles sont entourées de fractures annulaires. Il existe d’autres calderas plus petites sur le plateau. A l’est de Sacajawea, on trouve un terrain fracturé très complexe, en partie comblé par des flots volcaniques plus récents. De tels flots recouvrent la partie sud de Lakshmi Planum.

Les Danu Montes au sud s’étendent sur 1.200 km, et dominent les plaines de 3.000 m. A leur bordure ouest, Vesta Rupes présente une pente moyenne de 20°. De l’autre côté, la partie nord-est de Danu Montes est le plissement le plus récent de cette zone ; il a été produit par une force de compression nord-ouest-sud-est. Les Danu Montes se sont formés après Lakshmi Planum.

Les Freyja Montes présentent une allure générale semblable à celle des Danu Montes, avec des grabens perpendiculaires à la pente. Les chaînes de collines, qui atteignent 140 km de long, sont espacées de 1 à 4 km, davantage du côté de la plaine, moins vers les montagnes.

Maxwell Montes, à l’est de Lakshmi Planum, est le plus haut massif de Vénus. Sa base est à 5.000 m d’altitude, et son point le plus élevé, qui culmine à 11.000 m, est le toit de la planète. A l’est du sommet, se trouve un immense cratère d’impact nommé Cleopatra. Son diamètre est de 105 km. Il est à 350 km des pentes raides au sud-ouest des Monts Maxwell. C’est le seul dans ce massif. Les éjecta qui l’entourent ont modifié les propriétés optiques du sol, qui apparaît beaucoup plus brillant au radar.


Partie ouest de Maxwell Montes, et cratère Cleopatra (Magellan C2-MIDR 60N033;2, framelet 19)

Le flanc ouest des Maxwell Montes est extrêmement brillant au radar. C’est un complexe de cannelures. Dans la partie nord-ouest, les crêtes ont un profil en dents de scie, et sont espacées de 10 à 20 km. Cette structure a dû être modifiée par la gravité. Son aspect rapproche les Maxwell Montes des autres massifs montagneux. Le bord sud des monts Maxwell, brillant aussi, ne présente pas le même aspect de crêtes et vallées. On y voit des structures alignées le long de la pente, et d’autres en arc de cercle, centrées sur le sommet. Ces dernières résultent sans doute de glissements de terrain.

Le problème géologique essentiel des monts Maxwell est leur hauteur. Le poids d’une telle montagne ne peut être supporté par une croûte quelconque. La croûte doit être compensée : le massif doit posséder une racine qui s’enfonce profondément dans le sol. Est-ce possible dans le cas des monts Maxwell ? Il semble bien que non, ce qui les prive d’équilibre statique. Alors, ils doivent être en équilibre dynamique, soumis à une forte compression orientée ouest-sud-ouest, est-nord-est. Une telle compression entraînerait un enfoncement de la croûte située au-dessous. Ceci contredit quelque peu l’idée que le manteau supérieur de Vénus est relativement visqueux. Mais cet enfoncement serait acceptable s’il était de courte durée. La géologie de Vénus n’est pas achevée…

Fortuna Tessera est l’une des plus grandes tesseræ de Vénus ; elle s’étend sur 2.000 km, et descend en pente douce depuis les monts Maxwell jusqu’à la plaine de Audra Planitia. Fortuna Tessera se divise en quatre parties, selon le dessin des structures superficielles :

Les tesseræ qui entourent ainsi les montagnes ont été produite probablement par des forces de compression, les mêmes qui ont érigé les montagnes. Mais les tesseræ non standard à l’est de Maxwell Montes ne s’expliquent pas totalement ainsi ; un épaississement de la croûte pourrait compléter l’explication. Cette zone doit être la plus ancienne de l’ensemble.

Les tesseræ se sont formées en deux temps : un terrain valloné s’est d’abord mis en place par une compression de la croûte, puis des graben sont venus le couper sous l’effet de forces contraires d’étirement. Plus une tessera est vieille, plus sa structure est complexe. Enfin, leur altitude élevée les a protégées des épanchements de lave, qui les auraient comblées.

Généralement, la largeur des tesseræ correspond à la hauteur des montagnes qu’elles bordent.

Des coulées volcaniques s’épandant sur Lakshmi Planum sont visibles seulement en provenance des Danu Montes. Par contre, le volcanisme se manifeste beaucoup sur les pentes extérieures, où toutes les montagnes d’Ishtar Terra montrent de nombreux flots de lave figée, sauf les monts Maxwell où seul l’impact qui a formé Cleopatra a provoqué l’épanchement de lave.

L’étude précise de la région montre que le volcanisme y est plus récent que l’orogénèse.

Aphrodite Terra, moins élevée qu’Ishtar, culmine au mont Maat, volcan récent de 8 km d’altitude. C’est la plus vaste zone de hautes terres sur Vénus ; elle s’étend sur 23.000 km, mais ce n’est pas un massif unique. Elle présente de grandes variations topographiques, structurelles et gravifiques.


Aphrodite Terra ; fragment d’une carte topographique réalisée par Ralph Aeschliman

L’altitude moyenne d’Aphrodite Terra est de 5 km au-dessus du niveau moyen. La partie la plus élevée est à l’ouest : Ovda et Thétis regiones sont des plateaux de 3 à 4.000 m d’altitude. A l’est, dans le prolongement de Diana Chasma, une chaîne montagneuse incurvée vers le nord donne naissance à Atla Regio. Celle-ci prend la forme d’une queue de scorpion. Aphrodite présente des systèmes de chaînes de collines-vallées, comme Ishtar, mais le terrain y apparaît plus dégradé, ce qu’on interprête comme un indice d’âge plus élevé. Le sud est limité par un abîme courbe nommé Artemis Chasma. Un réseau de vallées linéaires coupe Aphrodite de l’ouest-sud-ouest à l’est-nord-est ; l’une d’entre elles, Diana Chasma, est longue de 1.400 km et profonde de 7 km ; sa largeur atteint 280 km. Tout ceci la rend tout à fait comparable à Valles Marineris sur Mars.

Les échos radar autour du mont Maat pourraient indiquer que le volcan est encore en activité, ou qu’il l’a été il y a très peu de temps. En effet, la réflectivité du sol autour de lui est plus faible que dans les autres zones de la planète. Or le sol est rendu très réfléchissant par la présence de minérais de fer, probablement des pyrites de fer, qui renvoient bien les ondes radar grâce à leurs propriétés électriques. Ce sulfure est stable dans les conditions régnant en altitude, mais pas dans les basses régions. La pyrite se forme par érosion chimique des roches éruptives. Si le sol autour du volcan est peu réfléchissant, c’est que les roches n’ont pas encore été attaquées, donc qu’elles sont récentes.

Beta Regio est une vaste région élevée, présentant un volcanisme intense, et très crevassée. Elle se trouve à l’intersection de plusieurs lignes tectoniques majeures. Cet aspect rapproche Beta Regio du volcanisme terrestres de rift (Afar par exemple) où l’activité est liée à une plume mantellique. Toutefois, la présence de tesseræ autour de Beta Regio donne à penser qu’il s’agit d’un upwelling du manteau plutôt qu’un simple bombement volcanique. Beta Regio est coupée en deux, dans le sens nord-sud, par la faille Devana Chasma, dans laquelle s’est construit le volcan Theia Mons, lequel est traversé par des failles récentes… Cet exemple montre à quel point la topographie vénusienne est complexe.

Beta Regio (Magellan C3-MIDR 14N300;1,framelet 20) ; nord en haut

Cette image montre Beta Regio (centrée sur 29.5° N, 281° E) constituée de deux grands volcans : Theia Mons au sud (en bas de l’image), et Rhea Mons au nord. Ces deux volcans sont les deux taches brillantes plutôt à droite de l’image. Ils sont séparés par 800 km, ce qui donne les dimensions de la région. Le plus remarquable est le rift qui traverse Rhea Mons

Cratères

Les radars ont montré de nombreux cratères d’impact à la surface, répartis au hasard. Leur diamètre est en général au-dessus de 2 km, car les objets plus petits ont été détruits lors de leur passage dans une atmosphère aussi dense.

La surface de Vénus est relativement jeune. Elle semble avoir été remaniée depuis 300 à 500 millions d’années, sans qu’on sache encore pourquoi et par quel mécanisme. On trouve de vastes plaines couvertes de laves. Des roches volcaniques couvrent 85 % de la surface. On a dénombré plus de 100.000 petits volcans boucliers, et des centaines de grands volcans. On observe également de grandes calderas de plus de 100 km de diamètre.

Structures géologiques

Les structures principales sont les plaines, les dômes, les coronæ, les failles et plissements, les super-coronæ.

Les tesseræ pourraient être des structures anciennes, peut-être des paléo-continents. Beta, Atla et Eistla Regiones sont relativement jeunes. Les tesseræ semblent anormaux par rapport aux terrains environnants, et sont partiellement recouverts de dépôts plus jeunes, et sont plus vieux que les plaines.

Il existe des ceintures de failles d’échelle globale, et d’autres à plus petite échelle. En étudiant ces dernières, deux auteurs ont conclus à la présence de mini-plaques tectoniques. Les relations structurales dans les régions de Ishtar Terra Est, Allat Planitia, Fortuna Tessera, pourraient indiquer un mouvement d’une petite plaque contre le haut massif Ishtar-Fortuna.

Les régions hautes sont très complexes, en particulier les Tesseræ. Elles présentent une grande diversité de structures tectoniques et morphologiques. On distingue :

Formation

Lors de sa formation, Vénus devait contenir de l’eau, et on pense qu’il y avait des océans comme sur Terre, bien que beaucoup moins profonds. D’ailleurs, le jeune Soleil était un peu moins chaud que maintenant, de l’ordre de 70 % de sa brillance actuelle. Vénus devait donc bénéficier d’une température à peine supérieure à celle de la Terre aujourd’hui. Par conséquent, l’eau qui provenait de sa formation a dû se condenser pour former des océans. Mais l’évaporation a produit de la vapeur d’eau, gaz à effet de serre. Allié à l’énorme quantité de gaz carbonique, l’effet de serre a dû accélérer l’évaporation, ce qui l’augmente encore… Cette accélération a entraîné rapidement l’assèchement des océans. La vapeur d’eau est montée dans la haute atmosphère. Là, elle a subi une destruction par les rayons ultraviolet du Soleil : dégradée en oxygène et hydrogène. L’hydrogène, le plus léger de tous les éléments, a acquis la vitesse de libération et s’est échappé. L’oxygène restant a dû oxyder les roches, et disparaître par fixation dans le sol. La durée de ce cycle d’assèchement est évaluée à seulement 300 millions d’années.

Champ magnétique

L’évolution interne a laissé cette planète quasiment dépourvue de champ magnétique intrinsèque. Pourtant, située dans la même région du système solaire que la Terre, elle a très certainement une composition chimique semblable et a dû subir une différenciation identique. Par conséquent, elle possède vraisemblablement un noyau interne de même nature. Aucune mesure sismique n’a été effectuée sur la surface de Vénus, nous ne pouvons donc être certains de sa composition interne. Cependant, d’après l’analyse des orbites des satellites, on a déterminé une densité moyenne de 5,25 qui suggère la présence d’un noyau comparable à celui de la Terre. L’état de solidification du noyau de Vénus nous est inconnu, mais les différentes hypothèses formulées doivent tenir compte de la faiblesse du champ magnétique intrinsèque actuel. Les différentes missions spatiales ont prouvé l’insignifiance d’un champ d’origine interne (10-5 fois celui de la Terre). Cela n’implique pas que Vénus ait toujours été privée d’un champ intrinsèque. On pense que les champs magnétiques des planètes telluriques sont générés, par effet dynamo, dans le noyau ferreux liquide. Ces théories suggèrent que Vénus ait eu un moment magnétique du même ordre que celui de la Terre. La lenteur de la rotation de la planète ne serait pas responsable de son affaiblissement prématuré.

Vénus ne possède donc pas de véritable magnétosphère, le vent solaire interagit directement avec l’ionosphère (région de l’atmosphère où les particules chargées sont très nombreuses et qui est de ce fait conductrice de l’électricité) créant des champs magnétiques complexes.

Vénus n’aurait maintenu aucun champ magnétique rémanent dans sa croûte à l’instar de Mercure, parce qu’on s’attend à ce que les températures de surface soient supérieures au point de curie (température au-delà de laquelle les corps perdent leurs propriétés magnétiques)

Le sol

L’étude du sol a été menée de deux façons différentes, par des sondes soviétiques et américaines.

Les Russes ont choisi de poser des atterrisseurs sur le sol, équipés d’instruments de mesure et de caméras pour découvrir le relief et la structure des roches. Ils ont envoyé toute une famille de sondes nommées Venera. La première n’a pas résisté aux conditions sévères de l’espace. Il a fallu attendre la quatrième pour que le succès soit au rendez-vous. La sonde a traversé l’atmosphère de Vénus pendant 1 heure et demie, temps qu’elle a mis à profit pour faire des analyses de température, de pression, de composition de l’atmosphère. Elle a montré que le gaz carbonique était le composant essentiel, mais elle n’a pas pu atteindre le sol en bon état : à 278 km d’altitude, la pression était 20 fois supérieure à celle que nous connaissons sur Terre, et la température était de 270°. Ces conditions extrêmes n’étant absolument pas prévues, la sonde n’était pas construite pour y résister. Venera 8 a été la première sonde atteignant en bon état le sol d’une autre planète. Elle a mesuré une pression de 100 bars, et une température de 470°. Après ces temps héroïques, les soviétiques envoyèrent des sondes beaucoup plus lourdes et plus robustes. Venera 9 et 10 ont donné les premières photos du sol de Vénus :

Le lieu d’atterrissage de Venera 9 est une pente à l’est de Rhea Mons, qui borde Beta Regio. La sonde est inclinée par rappport à la verticale. On voit de nombreux cailloux, qui font penser à un éboulis. Les blocs sont plats, comme des dalles, et mesurent de 20 à 70 cm de côté, mais pas plus de 15 à 20 cm d’épaisseur. Les dalles montrent des plans de clivage, mais pas ou peu d’altération chimique. Entre les dalles, on voit un matériau sombre à grain fin.

Venera 10 est sur un terrain lisse, plus ancien, situé dans Rusalka Planitia, au nord de Beta Regio. On y voit des affleurements mesurant de 1 à 3 mètres; Entre ces rocs se trouve un sable grossier très sombre, dont l’albédo ne dépasse pas 3 %. La densité des blocs, sur les deux sites, et de 2,8 ± 1 g cm-3. Les abondances des éléments chimiques mesurées sont semblables à celles des basaltes terrestres.

Site d’atterrissage de Venera 10. La sonde s’est posée à peu près au centre de cette image (la localisation exacte est inconnue), au bord sud-ouest de Beta Regio. Elle se trouve dans la partie sombre de l’image. La partie brillante est une tessera. La zone représentée mesure 600 km.

(Magellan C1-MIDR 15N283;1,framelet 32) ; nord en haut

Le site de Venera 11 montre des traces évidentes d’érosion chimique.

En 1982, Venera 13 et Venera 14 ont donné des photos en couleurs du sol vénusien.


Le sol photographié par Venera 13

La sonde Venera 13 a détecté des roches basaltiques contenant un pourcentage élevé de potassium.

Le site d’atterrissage de Venera 14 (13° S, 310° E) est curieux ; il montre des strates régulières, et des plaques rocheuses de diverses couleurs. Les roches sont essentiellement des basaltes. Mais il y a peu de particules fines, de cailloux, de sol, contrairement aux autres sites d’atterrissage.

La difficulté de poser une sonde sur le sol de Vénus, l’opacité de l’atmosphère, rendent très difficile l’étude du relief de la planète par des moyens au sol. Mais depuis une orbite, on ne voit que des nuages… Les ingénieurs soviétiques ont alors conçu une sonde équipée d’un radar, qui peut percer l’atmosphère et voir à travers.Venera 15 et 16 ont rempli cette tâche.

Les sondes Vega

Le nom Vega n’a rien à voir avec l’étoile de même nom ! Ces sondes ont été construites pour observer la comète Halley, et pour l’atteindre ont utilisé l’assistance gravitationnelle de Vénus. Au passage, les Russes ont profité pour continuer l’exploration de la planète. Les deux sondes avaient par conséquent deux buts, Vénus et Halley. Or en russe, les noms qui commencent par H en français (Halley, Hanibal…), sont écrits avec un G initial. Halley devient ainsi Galley, d’où l’acronyme Vega.

Ces deux sondes ont largué des ballons dans l’atmosphère vénusienne, qui a été étudiée dans ses parties de jour et de nuit. Les deux sondes se sont posées dans Rusalka Planitia, près d’Aphrodite Terra.

Les américains n’ont jamais posé de sonde sur Vénus. Quelques sondes américaines ont survolé la planète, qui était leur but ou bien en voyage vers une autre cible (assistance gravitationnelle). La sonde américaine qui a donné les meilleurs résultats est Magellan, équipée d’un radar semblable à ceux de Venera 15 et 16, mais nettement plus précis. Cette sonde a réussi à cartographier 98 % de la surface, et nous a réservé des surprises par l’observation de structures géologiques jusque là inconnues.


photo radar de Vénus, sonde Magellan, NASA

Cette image en fausses couleurs montre l’hémisphère de Vénus centré à la longitude 180°. La résolution est de 3 km par pixel. Le contraste a été exagéré pour mettre en évidence les fins détails. Les couleurs roses sont les zones élevées, les bleues représentent les zones de faible altitude.

Erosion

Bien que Vénus ait une atmosphère très lourde, il existe à sa surface très peu de signes d’érosion. Le transport de matériaux par le vent est aussi très peu marqué, et les dunes assez rares. Ceci est curieux si on compare à Mars, dont l’atmosphère très légère construit des dunes et produit une érosion intense.

L’érosion chimique transforme les matériaux de surface : l’interaction entre les basaltes et l’atmosphère peut donner des oxydes de fer, et des composés soufrés.

L’érosion est la destruction, ou transformation, des roches superficielles, au contact avec l’atmosphère. Une roche en place subit une dégradation chimique ou physique qui la fragmente. Ensuite, la gravité entraîne les fragments, qui ne sont plus mécaniquement liés au sol, dans le sens de la pente. Les produits de la dégradation s’accumulent donc dans les points bas, où ils forment de nouvelles roches, plus ou moins solides.

L’érosion terrestre se produit par l’action de l’eau (attaque chimique et mécanique, transport), de la glace (destruction mécanique), du vent (action mécanique par transport et projection de particules solides de sable). Sur Vénus, il n’y a pas d’eau aujourd’hui, donc pas d’érosion par ses différentes formes (liquide, glace), et pas de transport par l’eau. La question se pose de savoir s’il y a eu de l’eau liquide dans le passé.

Les produits de l’érosion sont des particules (débris de roches, sable, grains d’argile…), ou des substances chimiques en solution. La végétation sur Terre absorbe certaines de ces substances, et joue donc un rôle dans leur devenir. Plus important encore, les animaux microscopiques, tels les coraux, ont une action déterminante : pour construire leurs squelettes, ces animaux prélèvent le gaz carbonique de l’air, conservant le carbone et rejetant l’oxygène. A leur mort, il reste leur squelette de carbonates, qui s’ajoute à ceux qui ont précédé. C’est ainsi que se forment des montagnes de roches sédimentaires, qui ont retiré le gaz carbonique de l’atmosphère, diminuant la pression et modifiant sa composition. Sur Vénus, ce genre de processus n’existe pas.

Une analyse très simple permet donc de penser que Vénus ne doit pas présenter une si grande diversité de processus d’érosion que la Terre. Mais les conditions de surface différentes permettent d’envisager des mécanismes que nous ignorons ici ! En particulier, les carbonates qui constituent les roches sédimentaires terrestres sont instables dans les conditions de température élevée de Vénus. Même s’ils s’étaient formés dans le passé, ils auraient été détruits. Cette remarque laisse penser que les dépôts sédimentaires seront peut-être difficiles à trouver.

Toutefois, la rapide diminution de la pression atmosphérique et de la température avec l’altitude permettrait à des carbonates, des sulfates et des sulfites de se former vers le sommet des montagnes, tels Maxwel Montes. Mais si l’érosion transporte ces matériaux dans des zones de moindre altitude, ils seront retransformés et libéreront gaz carbonique et acide sulfurique. L’analyse des échos radar est compatible avec la présence de pyrite (FeS2), d’ilménite (FeTiO3) et de magnétite (Fe2Fe32O4), minéraux à forte constante diélectrique. La production d’anhydrite CaSO4 est aussi envisagée par l’action du dioxyde de soufre SO2 sur la calcite CaCO3.


Dépôts éoliens dans Guinevere Planitia (Magellan F-MIDR 20N334;1,framelets 2 and 3 ) ; nord en haut

Les taches claires en éventail semblent être déblayées, par le vent, de leurs matériaux sombres, ces matéraiux étant déposés sur les bords (cernes sombres). Les zones nettoyées montrent le sol sous-jacent, plus clair. Il s’agit de la brillance radar, indiquant la rugosité du terrain, ou ses propriétés diélectriques.

Ces figures éoliennes allongées, de diverses formes, se trouvent réparties à toutes les altitudes, et tendent à s’orienter vers l’équateur. Si on considère qu’elles s’orientent en fonction des vents dominants, elles nous donnent leur direction. Celle-ci est compatible avec l’existence de cellules de Hadley, telles qu’on les imagine dans la basse atmosphère.
On observe également des dunes

Cratérisation

Contrairement à Mercure ou Mars, on observe très peu de cratères d’impact. Ceci indique que la surface de la planète doit être très jeune, et on l’évalue à moins de 800 millions d’années !

Les images de Magellan ont permis de compter 798 cratères d’impact à la surface de Vénus, de diamètre compris entre 1,5 et 280 km. L’absence de cratères plus petits n’est pas due à une déficience de la sonde : il n’y en pas ! On pouvait s’attendre à un tel résultat. L’atmosphère de Vénus est si dense, que tout objet trop petit arrivant de l’espace est détruit par échauffement et fragmentation.

Les cratères sont en général bien conservés, les remparts sont bien nets, avec des bords aigus. Les ejecta sont intacts. Cette situation rappelle celle de la Lune, sur laquelle il n’y a pas d’érosion (sauf par vent solaire, ce qui est peu important). Les ejecta s’étendent jusqu’à trois fois le rayon du cratère.

Les cratères de plus de 15 km de diamètre sont généralement circulaires, comme sur les autres planètes. Mais les plus petits sont moins ronds, et plus complexes, ce qui n’est pas le cas sur la Lune. Beaucoup de grands cratères présentent un rempart multiple, un plancher sombre au radar (lisse), des ejecta brillants. Près du rempart, les ejecta sont accidentés ; ils s’évasent en lobes contigus, et le dessin rappelle une fleur. Plus loin, les ejecta sont moins brillants.

Autour des cratères plus petits, les ejecta n’ont plus leur belle symétrie centrale, mais conservent une symétrie axiale, par rapport à une droite passant par le centre du cratère. Cette forme est due à l’entrée dans l’atmosphère oblique du bolide qui l’a creusé.

Les caractères morphologiques sont liés à la taille. Les plus grands cratères ont un rempart à anneaux multiples, ensuite selon les tailles décroissantes, l’anneau est double, puis simple, puis on note la présence d’un pic central, puis un plancher sans structure, et enfin, pour les plus petits, la forme devient irrégulière, et le cratère se dédouble. Cette dernière caractéristique, particulière à Vénus, est produite par l’atmosphère, qui produit des effets aérodynamiques sur les ejecta lorsqu’ils se forment, et brise les petits projectiles, donnant plusieurs petits impacts au lieu d’un.

Peu de cratères ont été altérés, soit par érosion, soit par comblement par de la lave, soit par tectonisme (fractures). Ce genre d’altérations est observé sur la Lune. Mais de plus, le nombre de cratères est bien moins important que sur la Lune, mais ce fait doit être analysé en détails. En effet, les comptages de cratères sont utilisés pour évaluer l’âge d’un terrain : plus celui-ci est jeune, moins il été exposé au bombardement et donc moins il y a de cratères. Le nombre de cratères au mètre-carré donne une indication directe de l’âge. Ceci est valable si la surface n’a pas été remodelée depuis la fin du bombardement. Mais sur Vénus, qui possède une atmosphère épaisse et qui presque a la même masse que la Terre, il faut envisager les phénomènes d’érosion et de tectonique. Si la surface se renouvellait par subduction, comme sur Terre, les cratères seraient vite effacés. De même, une érosion par l’eau détruit rapidement des reliefs de quelques centaines de mètres de hauteur.

Les cratères, sans distinction de type, sont répartis au hasard sur la planète. Cependant, si on ne considère que les cratères modifiés (par dépôt de lave ou fracturation ; 17 % des cratères), on constate qu’ils sont regroupés dans la zone équatoriale. Presque tous les cratères, dans le triangle allant de Beta et Themis Regiones jusqu’à Atla Regio (la queue du scorpion), sont altérés. La région à l’ouest d’Aphrodite Terra, déficiente en volcanisme, présente des cratères modifiés par tectonisme ; la partie située à l’ouest d’une ligne Beta-Atla-Thetis montre à la fois des altérations par volcanisme et tectonisme. Toute cette partie de Vénus est donc plus jeune.

Filtrage atmosphérique

Une analyse théorique des interactions entre l’atmosphère et un bolide la percutant montre que les effets sont plus importants pour les plus petits impacteurs. Les projectiles pierreux se déforment, et en-dessous de 80 km d’altitude, sont aplatis à l’avant. Ceci ne se produisant pas sur les autres planètes, où l’atmosphère est bien moins dense, entraîne une modification du cratère produit. Mais on a montré que pour les cratères de plus de 32 km de diamètre, l’influence de l’atmosphère devient négligeable. C’est donc sur cette population qu’il faut faire porter une analyse comparative avec la Lune, dont on connait l’âge par analyse directe des roches.

Alors, on trouve que l’âge des terrains est de l’ordre de 4 à 500 millions d’années, ce qui est vraiment très jeune. Toutefois, si le filtrage atmosphérique n’était pas négligeable pour les gros bolides, comme on l’a supposé, ceci ne serait qu’une limite inférieure. Il est raisonnable de considérer que l’erreur ne peut dépasser un facteur 2, ce qui donne un âge de l’ordre de 800 millions d’années.

La localisation limitée des cratères affectés montre qu’il n’y a pas eu de bouleversement global, catastrophique. Il s’agit plutôt de modifications graduelles.


cratère Mead ; (Magellan C1-MIDR 15N060;1,framelets 27, 28, 34, 35, 36, 43, 44) ; le nord est en haut

Le cratère Mead est un immense cratère d’impact, de 280 km de diamètre, le plus grand sur Vénus. Il se trouve dans une plaine, au nord-ouest d’Aphrodite Terra.

On doit remarquer le double rempart, le fond particulièrement plat, et les zones brillantes autour. Ces dernières sont les éjecta, que la rugosité (taille des blocs) rend plus réfléchissants au radar.


Photo radar sonde Magellan, NASA

La région représentée s’étend autour du point géographique 74,6° nord, 177,3° est, dans la région nord-est d’Atalanta Regio. Elle mesure 185 km de large. Elle montre un cratère d’impact dont le fond est comblé par deux sortes de matériaux dont la réflectivité radar est fort différente. Au centre même, un anneau partiel s’est constitué. Des éjectas sont visibles tout autour, sauf à l’ouest. Cette absence pourrait être due à un impact oblique, d’un objet provenant de l’ouest. Les matériaux éjectés pourraient être de la roche fondue par l’impact, ou bien de la lave provenant des profondeurs, et libérée par l’impact.

Structure interne

Presque même diamètre et même masse, pratiquement même densité que la Terre, la structure de Vénus qui découle de ces paramètres doit être très semblable à celle de la Terre. Les modèles théoriques assignent au noyau et au manteau une épaisseur semblable de 3.000 km. La croûte, de 20 km d’épaisseur à peu près, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (6 km), mais plus fine que notre croûte continentale (45 km).

Mais Vénus se différencie de la Terre par l’absence de champ magnétique.

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