Géologie de Vénus

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Image radar de la surface de Vénus, centrée à 180 degrés Est de longitude

Vénus est une planète dont la surface est essentiellement recouverte de plaines et de bassins ainsi que de deux chaînes montagneuses majeures. Les cratères sur Vénus sont assez peu nombreux comparativement aux autres planètes du système solaire. Le nombre de cratères sur la planète s'élève à un millier environ, ce qui est caractéristique d'un sol relativement jeune[1].

Les techniques pour connaître la géologie de Vénus[modifier | modifier le code]

Vénus est une planète dont les caractéristiques de surface sont dissimulées par l'atmosphère. La plus grande partie de ce qui est connu à propos de sa surface provient des observations radar, principalement des images envoyées par la sonde Magellan entre août 1990 et la fin de son sixième cycle orbital en septembre 1994 [2]. 98 % de la surface de la planète a été cartographiée [3], et 22 % en images stéréoscopiques à trois dimensions [4].

Données géologiques avant Magellan[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Exploration de Vénus.

Au début des années 1940 on dispose de très peu d'informations sur la planète Vénus du fait de la couverture nuageuse qui fait pratiquement obstacle à toute observation par des télescopes optiques.

La sonde Magellan[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Magellan (sonde spatiale).
Comparaison des performances de Magellan (taux de couverture, résolution) par rapport aux missions qui l'ont précédé et aux observations effectuées depuis la Terre.

La mission a permis d'établir une carte relativement détaillée de Vénus qui constitue encore en 2011 la représentation la plus précise de la surface de la planète. L'étude des images à haute résolution a fourni des éléments permettant de comprendre l'incidence respective des impacts de météorites, du volcanisme et de la tectonique sur la formation des structures de surface de Vénus. La surface de Vénus est essentiellement recouvertes de matériaux produits par le volcanisme : les vastes plaines de lave, les champs de petits dômes de lave et les grands volcans boucliers sont communs. Il y a peu de cratères d'impact ce qui suggère que les structures de surface sont d'un point de vue géologique récentes(moins de 800 millions d'années). La présence de chenaux de lave de 6 000 km de long est sans doute due à des écoulements de lave d'une viscosité extrêmement faible produite en grand volume. Les grands dômes volcaniques en forme de galette suggèrent la présence d'une lave produite par l'évolution à grande échelle des roches de la croûte. On ne retrouve pas à la surface de Vénus les signes indicateurs de la tectonique des plaques terrestre : dérive des continents et zones de divergence. La tectonique de Vénus est dominée par un système de zones de failles globales et de nombreuses structures de grande taille en forme de dôme baptisées couronnes et créées par le soulèvement et l'affaissement du magma sous le manteau. Bien que Vénus ait une atmosphère dense, les structures de surface ne présentent aucun signe d'érosion éolienne et les transports de sable et de poussière semblent limités[5].

Galerie[modifier | modifier le code]

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Topographie[modifier | modifier le code]

Toponymie[modifier | modifier le code]

Article détaillé : liste de caractéristiques géologiques sur Vénus (en)

Les montagnes vénusiennes portent toutes des noms de déesses de diverses mythologies, sauf les Maxwell Montes. Les autres structures géologiques sont dénommées d'après des thèmes semblables, ainsi que des noms de femmes célèbres ou des prénoms féminins usuels.

Liste structures géologiques de Vénus
Nom Description Toponymie
Cavus Cuvette Noms d'albedo
Chaos Surface chaotique Noms d’albédo, sauf exception
Chasma Vallée profonde Déesses de la chasse, de la Lune ou de la forêt
Cratère d'impact Cratère d'impact : liste de cratères sur Vénus Personnalités célèbres féminines ou prénoms usuels féminins
Corona Formation circulaire : liste de coronae sur Vénus Déesses de la terre et de la fertilité
Dorsum Crête montagneuse Déesses des cieux
Farrum Formation en crêpe Déesses des eaux
Fluctus Écoulement Déesses liées au volcanisme
Fossa Fossé Déesses liées à la guerre
Linea Marque allongée Déesses liées à la guerre ou au ciel
Mons Montagne : liste des montagnes de la planète Vénus Déesses de diverses mythologies, sauf les Maxwell Montes
Patera Édifice volcanique ou cratère d'impact classique Femmes célèbres
Planitia Surface plate Héroïnes ou déesses mythiques
Planum Surface plate Déesse indienne de l'amour et de la guerre
Regio Région d’albédo homogène Titanes ou géantes, sauf exceptions
Rupes Rocher ou falaise Déesses du feu
Terra Terre : liste de terrae sur Vénus Déesses de l'amour
tessera Tablette Déesses de la chance ou de la destinée
Tholus Dôme Déesses
Undae Dunes Déesses du désert
Vallis Vallée Déesses liées à Vénus ou aux rivières

Volcanisme et activité tectonique[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Volcanisme sur Vénus.
Le volcan Maat Mons, haut de 8 km. Reconstitution en trois dimensions du Maat Mons à partir des données radar et altimétrique de la sonde Magellan. L'amplitude des reliefs est exagérée 22,5 fois.

La surface de Vénus est dominée par un intense volcanisme et produit plus de volcans que les autres planètes du système solaire. Elle a une surface composée à 90 % de basalte, et environ 80 % de la planète est constitué d'une mosaïque de roches volcaniques et de plaines de lave, indiquant que le volcanisme a joué un rôle majeur dans l'élaboration de sa surface. Les scientifiques pensent que la planète a dû connaitre un grand évènement de resurfaçage (renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 ou 500 millions d'années[6], d'après la densité des cratères d'impact sur la surface. Même s'il y a plus de 1 600 principaux volcans sur Vénus, aucun n'est connu pour être en éruption à l'heure actuelle et la plupart sont probablement depuis longtemps éteints. Toutefois, les radars de la sonde Magellan ont révélé des preuves d'une relative activité volcanique récente sur Vénus. Le plus haut volcan de la planète est le Maat Mons. Bien que de nombreux faits suggèrent que Vénus soit susceptible d'avoir une activité volcanique aujourd'hui, aucune éruption du Maat Mons n'a été confirmée. En avril 2010, Suzanne E. Smrekar a annoncé la découverte de trois volcans en activité, ce qui suggère que Vénus a régulièrement refait sa surface par des coulées de lave. L'absence de tectonique des plaques suggère que la chaleur s'accumule périodiquement sous la croûte. Lorsque la pression devient trop forte, toutes les quelques centaines de millions d'années, la planète entre en éruption généralisée, libérant d'énormes quantités de lave, entrainant alors le renouvellement de la surface[7],[8].

Diagramme de la structure interne hypothétique

Champ magnétique et structure interne[modifier | modifier le code]

La croûte de Vénus semble être de 50 km d'épaisseur, composée de roches silicatées. Son manteau est d'environ 3000 km d'épaisseur, mais sa composition est inconnue. Puisque Vénus est une planète tellurique, on présume qu'elle a un noyau semi-solide de fer et nickel de rayon d'environ 3000 km.

Les données de Pioneer Venus Orbiter indiquent que Vénus n'a pas de champ magnétique significatif. Le champ magnétique d'une planète est produit par un dynamo dans son noyau. Un dynamo nécessite un liquide conducteur, la rotation et convection. On pense que Vénus a un noyau électriquement conducteur, et bien que sa période de rotation soit très longue (243,7 jours terrestres), les simulations montrent que c'est suffisant pour produire une dynamo[9]. Cela implique que Vénus n'a pas de convection dans le noyau. La convection se produit quand il y a une grande différence de température entre la partie intérieure et extérieure du noyau, mais puisque Vénus n'a pas de tectonique des plaques pour laisser échapper la chaleur, il est possible qu'elle n'ait pas de noyau interne, ou que son noyau n'est pas présentement en refroidissement.

Cratères[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Liste de cratères sur Vénus.

La morphologie des cratères de Vénus diffère de ceux des autres planètes[10]. Du fait de son atmosphère épaisse, il se peut que les météores aient tendance à exploser ou se désagréger en y pénétrant, les plus petits objets ne pouvant ainsi pas atteindre le sol[11]. Leur répartition est uniforme sur la surface de la planète et la plupart des cratères ont été créés sur deux périodes distinctes, celle du grand bombardement et une autre période plus récente de bombardement d'astéroïdes et de comètes[10].

Lors de la période du grand bombardement tardif, où la plupart des cratères de Mercure et de la Lune se sont formés, il est probable que Vénus ait aussi été impactée, mais le peu de traces d'impact montre que le sol vénusien s'est renouvelé, processus qui s'est interrompu il y a peu de temps[11], il y a approximativement 500 millions d'années[1],[10].

Les cratères vénusien possèdent pour la plupart un nom féminin ou d'une personnalité célèbre féminine[12], par convention les cratères d'un diamètre supérieur à 20 km sont nommés d'après des femmes célèbres ayant contribué de manière notable à leur domaine, les cratères d'un diamètre inférieur à 20 km sont nommés par des prénoms usuels féminins dans de multiples langues[13].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a et b « Vénus », sur www.astro-rennes.com, Société d'astronomie de Rennes (consulté le 11 septembre 2012)
  2. (en) « Mission Information: MAGELLAN », NASA / Planetary Data System,‎ 12 oct. 1994 (consulté le 20 fév. 2011)
  3. (en) « Magellan Begins Termination Activities », NASA / JPL,‎ 9 sept. 1994 (consulté le 22 fév. 2011)
  4. « The face of Venus : the Magellan radar-mapping mission » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?). Consulté le 20130318
  5. « Magellan Key Scientific Results », NASA (consulté le 19 novembre 2011)
  6. Magellan: A new view of Venus' geology and geophysics (en)D.L. Bindschadler American Geophysical Union [1]
  7. New York Times 9 Avril 2010 Spacecraft Spots Active Volcanoes on Venus (en) [2]
  8. science (journal) 30 avril 2010 Recent Hotspot Volcanism on Venus from VIRTIS Emissivity Data Smrekar, Suzanne E.; Stofan, Ellen R.; Mueller, Nils; Treiman, Allan; Elkins-Tanton, Linda; Helbert, Joern; Piccioni, Giuseppe; Drossart, Pierre [3]
  9. Stevenson 2003
  10. a, b et c (en) « Venusian Impact Craters », sur Solar Views
  11. a et b (en) Fraser Cain, « Craters on Venus », sur Universe Today,‎ 18 décembre 2008
  12. Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique : 5 grandes idées pour explorer et comprendre l'univers, De Boeck Supérieur,‎ 2002, 612 p. (lire en ligne), « 12 », p. 475
  13. (en) « Categories for Naming Features on Planets and Satellites » (consulté en 20130318)

Références[modifier | modifier le code]

Ressources en ligne[modifier | modifier le code]

Publications[modifier | modifier le code]

  • The Face of Venus. The Magellan Radar Mapping Mission, by Ladislav E. Roth and Stephen D. Wall. NASA Special Publication, Washington, D.C. June 1995 (SP-520).

Livres[modifier | modifier le code]

  • Surface Modification on Venus as Inferred from Magellan Observations on Plains, by R. E. Ardvison, R. Greeley, M. C. Malin, R. S. Saunders, N. R. Izenberg, J. J. Plaut, E. R. Stofan, and M. K. Shepard. Geophisics Research 97, 13.303. (1992)
  • The Magellan Imaging Radar Mission to Venus, by W. T. K. Johnson. Proc. IEEE 79, 777. (1991)
  • Planetary Landscapes, 3rd Edition, by R. Greeley. Chapman & Hall. (1994)