STERGANN

La structure de Venus

La densite moyenne de Venus est voisine de celle de la Terre, 5.26 contre 5.52 et l'on soupconne une structure interne presque analogue a celle de la Terre constituee de roches silicatees.

La pesanteur vaut 0.91 fois celle qui règne sur Terre. Malgré l’absence de données sismologiques, un modèle de structure interne fondé sur les données gravimétriques a été proposé. Son écorce est deux fois plus épaisse que celle de la Terre et c’est peut-être la raison pour laquelle il n'existe qu'une seule plaque tectonique basaltique sur Vénus, hérissée de montagnes, de bassins et de failles. Vénus posséderait en son centre un noyau de 2 900 kilomètres de rayon, constitué de fer ; l’absence de champ magnétique suggère que le fer serait à l’état solide.

Ce noyau serait entouré d’un manteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante. La croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant des éléments radioactifs, d’après les analyses pétrochimiques effectuées par les sondes soviétiques. L'épaisseur de la croute est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l’hypothèse d’une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.

Tout cela serait parfait pour nos cosmonautes si la surface rocheuse de Vénus ne subissait pas une pression de 93 atmosphères qui nivelle tous les reliefs. Imaginez-vous que cette pression diabolique est équivalente à celle que vous subiriez en plongée à une profondeur de 931 m ! Il n’est pas question de sortir sans porter un scaphandre rigide... Sans disposer d’un niveau marin de référence, arbitrairement les scientifiques ont décrété un niveau moyen, en-dessous duquel 16% de la surface est située, contre plus de 75% sur Terre. La profondeur de ces bassins est d'environ 3000 m. Ces analogies avec la Terre font penser que les deux planètes se sont formées de la même façon, exception faite de l’évolution tectonique.

Géographie de Vénus

Du fait de l’opacité de l’atmosphère, l’observation de la surface de Vénus n’a pu être réalisée qu’au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). En raison de leurs propriétés physiques, les données radars renferment un certain nombre d’informations sur les états de surface, telles que la rugosité, la topographie, les propriétés physico-chimiques. En revanche, les caractéristiques géométriques des images radars introduisent des déformations, et nécessitent certaines précautions dans leur interprétation. Les observations terrestres ont commencé dans les années 1960 et ont été réalisées à l’aide de radiotélescopes et d’antennes américains (Arecibo, à Porto Rico, Goldstone, en Californie, et Haystack, dans le Massachusetts) et soviétiques.

Dans les meilleures conditions, 30 % seulement de la surface a pu être observée depuis la Terre avec une résolution de l’ordre de 2 kilomètres. Les expériences spatiales américaines et soviétiques ont permis d’améliorer considérablement notre connaissance de la surface de Vénus. En 1978, le radar altimétrique placé à bord de la sonde de la N.A.S.A. Pioneer Venus a couvert 93 % de la surface, avec une précision altimétrique de l’ordre de 200 mètres (pour une surface au sol de 100 km sur 100 km). En 1983, les radars imageurs des sondes soviétiques Venera-15 et Venera-16 ont cartographié environ 35 % de la surface dans l’hémisphère Nord, avec une précision de l’ordre de 1 à 2 kilomètres.

À partir de 1990, le radar altimétrique et le radar imageur embarqués à bord de la sonde américaine Magellan ont acquis des données altimétriques et des images radars sur plus de 98 % de la surface, avec respectivement une précision altimétrique de 50 mètres pour une surface au sol de l’ordre de 10 kilomètres de côté, et, pour les images, une résolution de 120 mètres (à l’équateur) à 250 mètres (aux pôles). L’ensemble de ces données radars a permis de connaître la topographie de Vénus avec une précision supérieure à celle de la Terre !

L’imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d’une histoire volcanique et tectonique complexe. Vénus ne présente pas de plaques tectoniques qui auraient pu expliquer sa morphologie, mais elle présente les preuves d’une activité tectonique, volcanique et météoritique. Sa surface présente de nombreuses cicatrices d’impacts mais elle a été criblée différemment de la Lune, Mercure ou Mars. En raison de la faible population de cratères d’impacts météoritiques distribués uniformément sur la surface, l’âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d’années environ, époque vers laquelle le volcanisme s’est éteint, alors que la Lune ou Mercure arbore des terres âgées de plus de 4 milliards d’années. La répartition des quelque mille cratères existants est tout à fait aléatoire. Leur dimension moyenne est de l’ordre de 1.5 km de diamètre. Certains cratères sont relativement vastes (400 à 600 km de diamètre) mais ils sont très peu profonds (moins de 700 m).

La morphologie des terres vénusiennes se divise en trois catégories :

les grandes plaines

les basses terres

les hautes terres

[Cliquez ici pour voir une cartographie de Vénus]

Les grandes plaines (Midlands, altitude entre 0 et 2 kilomètres)

Elles constituent 65 à 68 % la surface de vénus. Elles marquent très peu de relief et ressemblent de ce fait aux fonds océaniques terrestres. Elles sotnt couvertes de coulées de laves entremêlées, témoignant d'une géologie tourmentée. Toutes les formations rencontéres dans ces plaines sont d'origine volcanique. L'âge de ces plaines est estimé entre 200 et 400 millions d'années (contre 100 millions pour les fonds océaniques terrestres). Les plaines volcaniques martiennes et lunaires les plus récentes sont respectivement âgées de 1,5 milliards et 2,8 milliards d'années.

Les images prises par la sonde Magellan révèlent par endroits des coulées de lave très fluides sur parfois sur plusieurs centaines de kilomètres, coulant aussi facilement que de l'huile, même sur des pentes très faibles. On ne comprend pas encore très bien comment la lave peut ainsi couler si vite et si loin. En effet, et contrairement aux idées reçues, il a été démontré que l'atmosphère vénusienne est au moins aussi efficace que l'eau de l'océan terrestre pour refroidir la lave: la température qui règne à la surface. Quoique très élevée (+ 480 °C), elle est cependant beaucoup plus basse que celle de la lave en fusion, et le refroidissement est renforcé par la forte pression atmosphérique (93 bars en moyenne au sol). Mais parfois, sous une croûte à peine refroidie, la lave continue de couler, et il lui arrive même de creuser des chenaux sinueux à travers des coulées plus anciennes: certains de ces chenaux mesurent plusieurs centaines de kilomètres. Certaines de ces coulées révèlent une histoire volcanique complexe: il y a des régions où l'on compte parfois jusqu'à dix coulées de laves qui se recouvrent les unes les autres.

Ces coulées sont alimentées par de nombreux volcans, pouvant culminer à plus de 4 500 m d'altitude. Là où les volcans n'ont pas émergé, les laves sortent de myriades de petits dômes volcaniques qui parsèment aussi les plaines vénusiennes. Les grandes plaines vénusiennes sont également cisaillées par de nombreuses fractures qui ont permis à la lave de s'échapper.

Les images radar des sondes soviétiques et américaines ont révélé de vastes structures circulaires complexes, nommées coronae (du latin corona, «couronne»). Chacune de ces formations est constituée de larges plissements circulaires qui entourent une zone au relief tourmenté. Leur diamètre varie de 200 à 600 km. Certaines d'entre elles sont entourées par des écoulements de laves refroidies. On pense que les coronae sont l'aboutissement d'une combinaison de processus volcaniques et tectoniques.

Les Basses Terres (Lowlands)

Leur altitude moyenne est inférieure à 0 kilomètre, et elles représentent constituent entre 20 et 27 % de la surface. Elles se situent à divers endroits de la planète, notamment dans Guinevere et Sedna Planitiae, entre Ishtar Terra et Beta Regio. De par leur géomorphologie, elles ressemblent beaucoup aux grandes plaines vénusiennes, dont elles constituent la suite, et possèdent donc les mêmes types de formations.

Les Hautes Terres (Highlands)

Elles occupent 8 à 12 % de la superficie de Vénus, et leur altitude moyenne est supérieure de 2 000 m à celle des plaines qui les entourent. Elles apparaissent dans trois régions : Ishtar Terra au nord, Aphrodite Terra et Beta Regio à l’équateur. Ishtar Terra et Aphrodite Terra ont toutes deux des tailles comparables à celles de continents terrestres.

Ishtar Terra (de la dimension de l'australie) se caractérise par un haut plateau, Lakshmi Planum, de 4,5 km d’altitude, entouré de hauts reliefs, respectivement, dans le sens des aiguilles d’une montre, en partant du sud, Danu Montes, Akna Montes, Freyja Montes et Maxwell Montes. Ces hauts reliefs apparaissent clairs sur les images radars acquises par la sonde Magellan, du fait de leur morphologie complexe. C'est dans ce massif montagneux que l'on découvrit le plus haut sommet de Vénus, le mont Maxwell : il culmine à 11800 m. Cette zone de montagne témoigne d'un phénomène géologique de compression de l’écorce. Les montagnes sont situées dans une zone complexe, déformée, appelée tessera. Culminant au-dessus des plaines, ces régions sont fortement plissées et entourées de fractures et de failles géologiques.

Aphrodite Terra (élévation aux dimensions de 3200 km sur 9800 km, aussi vaste que l’Afrique) présente un alignement de hauts reliefs circulaires (deux pics culminent respectivement à 9000 et 4300 m d'altitude) , se distribuant le long de l’équateur sur plus de 15 000 kilomètres. Une vallée large de 280 km parcourt cette chaîne de montagnes sur 2250 km. La sonde Magellan a également découvert sur Vénus le plus long fleuve de lave (solidifiée) du système solaire : il s'étend sur 6800 km et présente une largeur constante de 2 km ! C'est aussi dans le massif d'Aphrodite Terra que se trouve le canyon le plus profond. Il plonge à 2900 m sous le niveau moyen et ses parois culminent à 6000 m

À l'ouest d'Aphrodite Terra trône le volcan le plus élevé de Vénus: Maat Mons, qui culmine à plus de 8 000 m au-dessus des grandes plaines environnantes. Or, au sommet de Maat Mons, certaines des laves sont plus sombres que celles, très réfléchissantes, déjà vues à des altitudes équivalentes, sur Ishtar Terra par exemple. Les scientifiques pensent qu'il s'agit de laves toutes fraîches qui n'ont pas encore eu le temps d'être modifiées chimiquement par l'atmosphère vénusienne; certains estimant même que cette modification ne prend que quelques années sous les dures conditions régnant sur Vénus, ces laves sombres indiqueraient donc que Maat Mons est entré récemment en éruption!

Beta Regio est située vers 30° de latitude nord; cette région se caractérise par la convergence de plusieurs grandes failles tectoniques et par la présence de deux grandes formations volcaniques: Rhéa Mons au nord (4 000 m d'altitude) et Théia Mons au sud (6 000 m d'altitude). On pense que sous Bêta Regio existe un énorme «point chaud» qui a soulevé la croûte en la cisaillant, un peu comme la croûte d'un gâteau qui se fendille en gonflant. Les volcans qui se sont formés ont évacué le trop-plein de magma, et de nombreux écoulements de lave sont visibles tout autour d'eux.

Alpha Regio est une vaste région circulaire, large de 1 300 km et élevée de 1 500 m en moyenne au-dessus des plaines, avec des points atteignant parfois 5 000 m d'altitude.

Les cratères de météorites

La surface de Vénus fait apparaître également plus d'un millier de cratères d'impacts de météorites, lesquels n'ont pas de diamètres inférieurs à 3 km, car l'atmosphère épaisse de Vénus est très efficace pour détruire les corps capables de créer des cratères plus petits: dans ce cas, seule subsiste alors l'onde de choc qui pulvérise les roches en arrivant près de la surface et crée ainsi de vastes zones circulaires sombres au radar. Les plus grands impacts ont créé le cratère Mead (275 km de diamètre), le cratère Klenova (144 km de diamètre) et le cratère Cléopâtre (100 km de diamètre, situé dans les hautes terres d'Ishtar Terra, sur les flancs des monts Maxwell). Ces trois cratères ont vu leurs bassins inondés de laves, en raison du choc et de la chaleur de l'impact.

La densité des cratères météoritiques permet d’estimer l’âge moyen de la surface à environ 0,5 milliard d’années, ce qui implique que le renouvellement de cette surface s’est produit soit de façon catastrophique il y a 0,5 milliard d’années, soit de façon évolutive et en équilibre avec la cratérisation, tout au long de l’évolution de la planète.

La surface

Selon les régions où se sont posées les sondes Venera, la surface présente des aspects assez différents : uniformément lisse ou fragmentée, parsemée de débris de dimensions variables, juxtaposition de dalles constituées de roches poreuses et présentant des bords nets et anguleux. Les analyses in situ ont montré que les teneurs en éléments radioactifs (potassium, uranium, thorium) pouvaient être assez élevées et variables d’un site à l’autre ; selon les sites, les roches pourraient être à rapprocher des granites ou des basaltes des fonds océaniques terrestres. Des vents de plus de 1 mètre par seconde sont susceptibles d’affecter la surface (phénomènes d’abrasion et de transport de particules). L’érosion chimique doit également jouer un rôle important en raison de la composition de l’atmosphère et de la température.

Le volcanisme

L’ubiquité des structures volcaniques, de morphologies et de compositions variées, contraste avec la distribution des structures volcaniques terrestres, concentrées aux limites de plaques. Les structures tectoniques résultant d’une déformation extensive et/ou compressive de la croute présentent des morphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l’ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d’une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Par conséquent, ces caractéristiques volcaniques et tectoniques semblent indiquer que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques.

Vénus abrite des centaines de dômes volcaniques d’environ vingt kilomètres de diamètre dont le sommet a été nivelé par la pression et la fluidité des laves. Dénommés pancakes, ils ne dépassent pas 750 m d’altitude. Des formations similaires existent sur Terre, dans l’état de Californie.

De très nombreuses traces d'éruptions sont visibles sur les images prises par la sonde Magellan: coulées de laves (dont certaines semblent très récentes), fractures diverses de la croûte associées aux édifices volcaniques... Il est donc raisonnable de penser que de nombreux phénomènes éruptifs ont eu lieu autrefois. Aucune éruption volcanique n’a malheureusement été observée lors des différentes missions spatiales, laissant planer le doute sur la continuité de cette activité volcanique jusqu’à nos jours.

Il reste un mystère vénusien: c'est celui de la quasi-absence de champ magnétique autour de Vénus. S'étant formée il y a 4,55 milliards d'années, dans la même région du système solaire que la Terre, Vénus a reçu de la nébuleuse solaire sensiblement la même quantité de fer – qui a dû former son noyau central – que notre planète. Or le noyau ferreux de la Terre génère un puissant champ magnétique autour de notre globe. Pourquoi le même phénomène ne s'observe-t-il pas sur Vénus?

Plusieurs hypothèses ont été avancées:

Vénus connaît temporairement un cycle d'inversion de ses pôles magnétiques, ce qui réduirait son champ magnétique presque à zéro;

Vénus possède un noyau ferreux qui n'est que très partiellement délimité en son centre, avec une interface noyau-manteau très progressive;

l'intérieur de Vénus est tellement plus chaud que celui de la Terre que tout le fer présent en son centre ne peut se solidifier en un noyau compact très conductif;

c'est la faible vitesse de rotation de Vénus sur elle-même qui conditionne l'absence de magnétisme.