3°) L'atmosphère et les océans primordiaux

Comment évolue la surface de Vénus ? Contrairement à ce qui se passe sur Terre, sans tectonique des plaques, les mouvements convectifs se développant dans le manteau de Vénus ne peuvent évacuer le surplus d’énergie par des mouvements de subduction du plancher océanique.

Sur Vénus, l’énergie engendrée par la convection s’échappe principalement par les points chauds, sous les panaches volcaniques, à l’imagine de ceux que l’on connaît sur Terre (Hawaii, Stromboli, Réunion, etc.). L’activité volcanique de Vénus expliquerait également les nombreuses fractures que l’on y trouve. Les poussées de magma issu des profondeurs bomberaient l’écorce de la planète qui finirait par se briser en provoquant des formations volcaniques très variées et de longues failles. Ce mécanisme volcanique concentré dans les forces verticales explique l’aspect de certaines régions, dénommées arachnïdes et cononae, dans lesquelles le magma sous-jacent monte jusqu’à la surface. Le refroidissement et le retrait du magma aurait ensuite provoqué l’effondrement de leur partie centrale. Cette activité tectonique importante a formé plus 430 volcans de plus de 20 km de diamètre et des dizaines de milliers d’autres plus petits.

Les scientifiques ont toutefois du mal à comprendre comment les matériaux retournent dans le manteau. Seule explication, les profondes dépressions qui entourent les cononae seraient des sites propices à la subduction. Le magma poussé vers le centre des formations s’écoulerait ensuite radialement avant de replonger vers le centre de Vénus par les profondes tranchées extérieures. Grâce aux données gravitationnelles, on estime aujourd’hui que l’écorce de Vénus est relativement mince, de l’ordre de 2 à 3 km d’épaisseur. Mais géologiquement parlant, il est impossible de dire si Vénus est en train de mourir, est morte ou est dans une phase de sommeil et présentera dans un lointain avenir une nouvelle activité volcanique.




Panorama vénusien - Aspect du sol de Vénus photographié à courte distance par la sonde soviétique Vénéra XIII le 1er Mars 1982. A l'avant-plan on reconnait le chassis de la sonde et le capuchon de l'objectif de la caméra. Noter l'horizon aux extrémités de l'image. Vénéra survécu 2h7m dans la fournaise et la forte pression qui règnent sur Vénus réalisant 14 images panoramiques. Cliquer sur l'image pour l'agrandir.

L'atmosphère

L'observation la plus importante se rapporte à son atmosphère. A la différence de l'atmosphère terrestre, celle de Vénus est constamment voilée par des nuages très denses. Avec un albédo de 0.69, Vénus trahit que son atmosphère dispose d'une couche nuageuse réfléchissante très épaisse; les 3/4 du rayonnement incident du Soleil sont rejetés dans l'espace. Un bon tiers du rayonnement est absorbé par l'atmosphère tandis que 2.5% seulement arrive au sol, 10 fois moins que sur Terre, rendant la visibilité très difficile. Lorsque l'on cherche le Soleil en regardant à travers une faible éclaircie dans l'épaisse couche nuageuse, on peut occasionnellement localiser un pâle disque rougeâtre.

Les nuages s'étalent sur une épaisseur d'environ 20 km qui débute par des brumes vers 80 km au-dessus de la surface et qui s'estompe sous forme d'aérosols vers 30 km d'altitude. En-dessous l'atmosphère devient limpide dissipant une faible lumière rougeâtre. Au sol s'établit une sorte de crépuscule permanent comme en témoigne les clichés panoramiques des sondes spatiales soviétiques réalisés en 1982. Ce n'est qu'en lumière infrarouge que la vision s'éclaircit, portant le regard à quelques kilomètres.

Dans chaque hémisphère des dépressions atmosphériques transfèrent vers les pôles la chaleur accumulée à l'équateur, tout comme les vents alizés sur Terre.

L'atmosphère de Vénus est constituée à 96.5% de gaz carbonique tandis que l'azote, la vapeur d'eau, l'oxygène, le monoxyde de carbone, les gaz rares et des composés à base de soufre se partagent le reste. L'effet de serre est énorme et la température de -50°C au-dessus des brumes vers 80 km d'altitude, monte à 200°C dans les nuages pour atteindre 485°C au sol! Deux phénomènes restent inexpliqués : en passant de l'hémisphère éclairé à celui plongé dans l'obscurité, la température décroît brutalement de 100° sans qu'il soit possible d'expliquer une rupture si brutale. Au-dessus des massifs d'Aphrodite Terra, à hauteur de la couche d'aérosols de nombreux éclairs d'orages ont été détectés Ils semblent en relation avec une activité locale du champ magnétique et de la pression du magma interne. Son activité magnétique est la plus faible de toutes les planètes (inférieur à 3.10^-4 Gauss).

Non seulement la température et la pression sont intenables sur Vénus mais l'atmosphère est irrespirable et corrosive. On détecta dans les nuages d'altitude de l'acide sulfurique concentré (solution à 75% de H₂SO₄), de l'acide chlorhydrique et fluorhydrique, tandis que les aérosols contiennent leurs dérivés dont l'anhydride sulfureux qui se décompose sous l'effet de la chaleur. Ici les précipitations sont acides. Au-dessus des nuages, le soufre prédomine à l'état libre donnant à l'atmosphère de Vénus une odeur malodorante et une coloration jaunâtre. Ces nuages s'alignent en larges bandes qui apparaissent de façon fort contrastées en lumière ultraviolette.



Images ultraviolettes de Vénus mettant en évidence la structure de son atmosphère qui demeure pratiquement invisible en lumière blanche. Ces images ont été réalisées le 15 et 16 Février 1990 par la sonde Galiléo à une distance de 2.3 et 3.3 millions de kilomètres. A l'extrême droite une image UV colorisée en bleu pour accentuer les détails. Cliquer sur l'image triple pour l'agrandir et cliquer ici pour agrandir uniquement l'image à l'extrême droite. Documents NASA.

Dans la haute atmosphère les vents soufflent à une vitesse voisine de 470 km/h, la circulation s'effectuant en 4 jours. Des courants verticaux ont aussi été découverts au-dessus des massifs montagneux d'Aphrodite Terra qui atteignent 11 km/h. Avec toutes ces données, Carl Sagan comparait Vénus à l'enfer mais n'excluait pas la présence de la vie. Il est vrai que sur Terre, la vie subsiste en bien des endroits inhospitaliers, dans des conditions jugées intolérables qui rappellent celles de Vénus.

Les océans primordiaux

Mais la surface de Vénus connut-elle autrefois des conditions semblables à celles de la Terre à la même époque? La sonde spatiale américaine Pioneer-Venus révéla en 1978 que l'atmosphère s'était enrichie en deutérium (un isotope lourd de l'hydrogène contenant un neutron de plus) d'un facteur 100 fois plus élevé par rapport à la quantité originelle présente dans son atmosphère. Cet élément est plus lourd que l'hydrogène de l'eau. Cette abondance signifierait que dans le passé Vénus était couverte d'un océan, tout comme la Terre il y a deux ou trois milliards d'années, eau qui s'est ensuite évaporée dans l'atmosphère. Plusieurs mécanismes peuvent expliquer la disparition des molécules d'eau dont une dissociation par le rayonnement UV ou sa liaison avec le CO pour former le gaz carbonique. A terme, seul le deutérium est resté dans l'atmosphère car trop lourd pour s'échapper dans l'espace.

Plusieurs chercheurs pensent que la Terre et Vénus sont nées à peu de distance l'une de l'autre. Mais Vénus étant plus proche du Soleil, elle reçoit deux fois plus d'énergie que la Terre. La température aidant, le dégazage qui s'ensuivit provoqua en quelque 600 millions d'années la disparition de l'eau de sa surface. Le gaz carbonique s'accumula dans l'atmosphère et déclencha l'effet de serre qui n'eut de cesse de s'accentuer depuis. Sur Terre, le gaz carbonique s'est dissout dans les océans et se fixa dans les roches sédimentaires. Le mouvement des plaques tectoniques forma les continents. Aussi, il est indispensable que les futures missions spatiales trouvent les traces d'un quelconque ruissellement d'eau ou d'une tectonique des plaques pour confirmer cette hypothèse. Le site d'Ishtar Terra semble tout indiqué pour cette recherche, déjà soupçonné d'avoir une activité tectonique importante.



A gauche une image tridimensionnelle basée sur les mesures télémétriques et radar nous montre les nombreux volcans et les coulées de laves qui recouvrent Vénus. A droite une carte topographique de la planète (à agrandir). La résolution atteint 3 km. Les lowlands sont représentés en mauve, les mesolands en vert et les highlands en rouge. Documents NASA/Magellan.

Le manque d’eau et les vents violents font que Vénus a été préservée de l’érosion entre les périodes volcaniques. Alors que sur Terre la pluie, le froid et les glaciers participent à la dégradation des sols, l’évolution de Vénus a été pratiquement figée. C’est un site d’observation idéal pour les géologues qui peuvent ainsi observer l’évolution d’une planète fort similaire à la Terre en l’absence d’érosion, comme si le temps s’était arrêté.

Pour terminer rappelons que vue de la Terre, Vénus passe rarement devant le disque du Soleil. Soyez présents pour observer ses prochains transits qui se produiront le 8 Juin 2004 puis en 2012. Si le ciel est dégagé nous avons une chance de les observer