10.2 : La géologie de Vénus
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire les caractéristiques générales de la surface de Vénus
- Expliquez ce que l'étude des cratères de Vénus nous apprend sur l'âge de sa surface
- Comparez l'activité tectonique et les volcans de Vénus avec ceux de la Terre
- Expliquez pourquoi la surface de Vénus est inhospitalière pour la vie humaine
Comme Vénus a à peu près la même taille et la même composition que la Terre, on peut s'attendre à ce que sa géologie soit similaire. C'est en partie vrai, mais Vénus ne présente pas le même type de tectonique des plaques que la Terre, et nous verrons que son absence d'érosion donne une apparence de surface très différente.
Exploration spatiale de Venus
Près de 50 vaisseaux spatiaux ont été lancés vers Vénus, mais seulement la moitié environ ont été couronnés de succès. Bien que le survol américain Mariner 2 de 1962 ait été le premier, l'Union soviétique a lancé la plupart des missions suivantes vers Vénus. En 1970, Venera 7 est devenue la première sonde à atterrir et à diffuser des données depuis la surface de Vénus. Il a fonctionné pendant 23 minutes avant de succomber à la température de surface élevée. D'autres sondes et atterrisseurs Venera ont suivi, photographiant la surface et analysant l'atmosphère et le sol.
Pour comprendre la géologie de Vénus, nous avons toutefois dû effectuer une étude globale de sa surface, tâche rendue très difficile par les couches nuageuses perpétuelles qui entourent la planète. Le problème ressemble au défi auquel sont confrontés les contrôleurs aériens d'un aéroport, lorsque le temps est si nuageux ou embué qu'ils ne peuvent pas localiser visuellement les avions qui arrivent. La solution est similaire dans les deux cas : utilisez un instrument radar pour sonder la couche occultante.
La première carte radar mondiale a été réalisée par l'orbiteur américain Pioneer Venus à la fin des années 1970, suivie de meilleures cartes avec les deux orbiteurs radar soviétiques Venera 15 et 16 au début des années 1980. Cependant, la plupart de nos informations sur la géologie de Vénus proviennent de la sonde américaine Magellan, qui a cartographié Vénus à l'aide d'un puissant radar imageur. Magellan a produit des images d'une résolution de 100 mètres, bien meilleure que celle des missions précédentes, ce qui nous a permis d'obtenir notre premier aperçu détaillé de la surface de notre planète sœur (Figure). (La sonde Magellan a renvoyé plus de données à la Terre que toutes les missions planétaires précédentes réunies ; toutes les 100 minutes de transmission de données depuis l'engin spatial fournissaient suffisamment d'informations, si elles étaient traduites en caractères, pour remplir deux encyclopédies de 30 volumes.)
Réfléchissez un instant à la qualité réelle de la résolution de 100 mètres de Magellan. Cela signifie que les images radar de Venus peuvent montrer tout ce qui se trouve sur la surface plus grand qu'un terrain de football. Soudain, toute une série de caractéristiques topographiques de Vénus sont devenues accessibles à notre vue. Lorsque vous examinez les images radar de ce chapitre, n'oubliez pas qu'elles sont construites à partir de réflexions radar et non de photographies en lumière visible. Par exemple, les éléments lumineux de ces images radar indiquent la présence d'un terrain accidenté, tandis que les régions plus sombres sont plus lisses.
Sondage à travers les nuages de Vénus
Les cartes radar de Vénus révèlent une planète qui ressemble beaucoup à celle de la Terre si la surface de notre planète n'était pas constamment modifiée par l'érosion et le dépôt de sédiments. Comme il n'y a ni eau ni glace sur Vénus et que les vents de surface sont faibles, presque rien n'obscurcit ou n'efface les caractéristiques géologiques complexes produites par les mouvements de la croûte de Vénus, par les éruptions volcaniques et par les cratères d'impact. Après avoir finalement pénétré sous les nuages de Vénus, nous découvrons que sa surface est nue, révélant l'histoire de centaines de millions d'années d'activité géologique.
Environ 75 % de la surface de Vénus est constituée de plaines de lave de basse altitude. À première vue, ces plaines ressemblent aux bassins océaniques basaltiques de la Terre, mais elles n'ont pas été produites de la même manière. Il n'existe aucune preuve de zones de subduction sur Vénus, ce qui indique que, contrairement à la Terre, cette planète n'a jamais connu de tectonique des plaques. Bien que la convection (la montée de matières chaudes) dans son manteau ait généré de fortes contraintes dans la croûte de Vénus, elle n'a pas provoqué le déplacement de grandes plaques continentales. La formation des plaines de lave de Vénus ressemble davantage à celle de la maria lunaire. Les deux sont le résultat d'éruptions de lave généralisées sans la propagation crustale associée à la tectonique des plaques.
Deux continents à grande échelle de terrain montagneux s'élèvent au-dessus des plaines de lave des basses terres. Le plus grand continent de Vénus, appelé Aphrodite, a à peu près la taille de l'Afrique (vous pouvez le voir ressortir sur la figure\(\PageIndex{1}\)). Aphrodite s'étend le long de l'équateur sur environ un tiers du trajet autour de la planète. Vient ensuite la région des hauts plateaux du nord d'Ishtar, qui fait à peu près la taille de l'Australie. Ishtar contient la plus haute région de la planète, les montagnes Maxwell, qui s'élèvent à 11 kilomètres au-dessus des basses terres environnantes. (Les montagnes Maxwell sont le seul élément de Vénus qui porte le nom d'un homme. Ils commémorent James Clerk Maxwell, dont la théorie de l'électromagnétisme a conduit à l'invention du radar. Tous les autres personnages portent le nom de femmes, qu'ils soient issus de l'histoire ou de la mythologie.)
Les cratères et l'âge de la surface de Vénus
L'une des premières questions que les astronomes ont abordées avec les images à haute résolution de Magellan était l'âge de la surface de Vénus. N'oubliez pas que l'âge d'une surface planétaire est rarement celui du monde sur lequel elle se trouve. Un jeune âge implique simplement une géologie active à cet endroit. Ces âges peuvent être obtenus en comptant les cratères d'impact. La figure\(\PageIndex{2}\) est un exemple de l'apparence de ces cratères sur les images radar de Vénus. Plus la surface est densément cratérisée, plus elle vieillit. Le plus grand cratère de Vénus (appelé Mead) a un diamètre de 275 kilomètres, légèrement plus grand que le plus grand cratère terrestre connu (Chicxulub), mais beaucoup plus petit que les bassins d'impact lunaire.
On pourrait penser que l'épaisse atmosphère de Vénus protégerait la surface des impacts, brûlant les projectiles bien avant qu'ils n'atteignent la surface. Mais ce n'est le cas que pour les petits projectiles. Les statistiques sur les cratères montrent que très peu de cratères de moins de 10 kilomètres de diamètre indiquent que des projectiles d'une taille inférieure à environ 1 kilomètre (la taille qui produit généralement un cratère de 10 kilomètres) ont été arrêtés par l'atmosphère. Ces cratères d'un diamètre compris entre 10 et 30 kilomètres sont fréquemment déformés ou multiples, apparemment parce que le projectile entrant s'est détaché dans l'atmosphère avant de toucher le sol, comme le montre le cratère Stein sur la figure\(\PageIndex{2}\). Toutefois, si nous nous limitons aux impacts qui produisent des cratères d'un diamètre de 30 kilomètres ou plus, le dénombrement des cratères est aussi utile sur Vénus pour mesurer l'âge de la surface que sur des corps sans air tels que la Lune.
Les grands cratères des plaines vénusiennes indiquent un âge de surface moyen compris entre 300 et 600 millions d'années seulement. Ces résultats indiquent que Vénus est bien une planète dont l'activité géologique est persistante, intermédiaire entre celle des bassins océaniques de la Terre (plus jeunes et plus actifs) et celle de ses continents (plus anciens et moins actifs).
Presque tous les grands cratères de Vénus semblent frais, peu dégradés ou remplis par de la lave ou de la poussière soufflée par le vent. C'est l'une des raisons pour lesquelles nous savons que les taux d'érosion ou de dépôt de sédiments sont très faibles. Nous avons l'impression que relativement peu de choses se sont produites depuis que les plaines vénusiennes ont été recouvertes pour la dernière fois par une activité volcanique à grande échelle Apparemment, Vénus a connu une sorte de convulsion volcanique à l'échelle de la planète il y a 300 à 600 millions d'années, un événement mystérieux qui ne ressemble à rien dans l'histoire terrestre.
Volcans sur Vénus
Comme la Terre, Vénus est une planète qui a connu un volcanisme généralisé. Dans les plaines de basse altitude, les éruptions volcaniques constituent le principal moyen de renouvellement de la surface, avec de grandes coulées de lave très fluide qui détruisent les vieux cratères et génèrent une surface fraîche. De plus, de nombreuses montagnes volcaniques plus récentes et d'autres structures sont associées à des points chauds de surface, des endroits où la convection du manteau de la planète transporte la chaleur intérieure vers la surface.
Le plus grand volcan individuel de Vénus, appelé Sif Mons, mesure environ 500 kilomètres de large et 3 kilomètres de haut, soit plus large mais plus bas que le volcan hawaïen Mauna Loa. À son sommet se trouve un cratère volcanique, ou caldeira, d'environ 40 kilomètres de large, et ses pentes présentent des coulées de lave individuelles pouvant atteindre 500 kilomètres de long. Des milliers de volcans plus petits parsèment la surface, jusqu'à la limite de visibilité des images de Magellan, qui correspondent à des cônes ou à des dômes de la taille du parking d'un centre commercial. La plupart d'entre eux ressemblent à des volcans terrestres. D'autres volcans ont des formes inhabituelles, comme les « dômes à crêpes » illustrés sur la figure\(\PageIndex{3}\).
Tout le volcanisme est le résultat d'une éruption de lave à la surface de la planète. Mais la lave chaude qui s'élève de l'intérieur d'une planète ne remonte pas toujours à la surface. Sur Terre comme sur Vénus, cette lave remontant peut s'accumuler et produire des renflements dans la croûte. De nombreuses chaînes de montagnes granitiques de la Terre, comme la Sierra Nevada en Californie, impliquent un tel volcanisme souterrain. Ces renflements sont courants sur Vénus, où ils produisent de grands éléments circulaires ou ovales appelés couronnes (singulier : couronne) (Figure\(\PageIndex{4}\)).
Activité tectonique
Les courants de convection de la matière fondue dans le manteau de Vénus poussent et étirent la croûte. Ces forces sont appelées tectoniques, et les caractéristiques géologiques qui en résultent sont appelées caractéristiques tectoniques. Dans les plaines des basses terres de Vénus, les forces tectoniques ont brisé la surface de la lave pour créer des motifs remarquables de crêtes et de fissures (Figure\(\PageIndex{5}\)). À quelques endroits, la croûte s'est même déchirée pour créer des vallées de rift. Les éléments circulaires associés aux couronnes sont des crêtes et des fissures tectoniques, et la plupart des montagnes de Vénus doivent également leur existence aux forces tectoniques.
Le continent d'Ishtar, qui possède les plus hautes altitudes de Vénus, est le produit le plus spectaculaire de ces forces tectoniques. Ishtar et ses hautes montagnes Maxwell ressemblent au plateau tibétain et aux montagnes himalayennes de la Terre. Les deux sont le produit de la compression de la croûte et sont maintenus par les forces continues de la convection du manteau.
À la surface de Vénus
Les atterrisseurs Venera des années 1970 se sont retrouvés sur une planète extraordinairement inhospitalière, avec une pression de surface de 90 bars et une température suffisamment élevée pour faire fondre le plomb et le zinc. Malgré ces conditions déplaisantes, les engins spatiaux ont pu photographier leur environnement et prélever des échantillons de surface à des fins d'analyse chimique avant que leurs instruments ne tombent. La lumière diffuse du soleil qui frappait la surface était teintée de rouge par les nuages, et le niveau d'éclairage équivalait à un ciel couvert sur Terre.
Les sondes ont révélé que la roche des zones d'atterrissage est ignée, principalement des basaltes. Des exemples de photographies de Venera sont présentés dans la figure. Chaque image montre un paysage plat et désolé avec une variété de roches, dont certaines peuvent être éjectées par des impacts. D'autres zones présentent des coulées de lave plates et stratifiées. Il n'y a pas eu d'autres atterrissages sur Vénus depuis les années 1970.
Concepts clés et résumé
Vénus a été cartographiée par radar, notamment avec la sonde Magellan. Sa croûte est composée à 75 % de plaines de lave de basse altitude, de nombreuses caractéristiques volcaniques et de nombreuses grandes couronnes, qui sont l'expression du volcanisme souterrain. La planète a été modifiée par une tectonique généralisée entraînée par la convection du manteau, formant des motifs complexes de crêtes et de fissures et construisant des régions continentales élevées telles qu'Ishtar. La surface est extrêmement inhospitalière, avec une pression de 90 bars et une température de 730 K, mais plusieurs atterrisseurs russes Venera l'ont étudiée avec succès.
Lexique
- tectonique
- caractéristiques géologiques résultant des contraintes et des pressions dans la croûte d'une planète ; les forces tectoniques peuvent provoquer des tremblements de terre et le mouvement de la croûte