Planétologie/Vénus

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Vu de l'extérieur, Vénus est complètement cachée par son atmosphère, tellement nuageuse qu'elle nous empêche de voir la surface ! Les missions d'exploration ont dû recourir à des analyses radar pour observer indirectement sa surface. Les observations montrent que la surface de Vénus est relativement lisse, avec quelques zones surélevées. Ces zones surélevées sont généralement des zones volcaniques, mais pas seulement. On voit notamment les volcans Thea et Rhea Mons, ainsi que les « continents » Ishtar et les Monts Maxwell, deux structures formées de roches volcaniques superposées et plissées. Pour résumer, la surface de Vénus montre des plaines formées probablement par des épanchements de lave, quelques structures surélevées appelées« Highlands » (similaires à des continents) et quelques montagnes pour la plupart d'origine volcanique.

Carte topographique de Vénus.

Géologie[modifier | modifier le wikicode]

Des observations, il ressort que la planète est peu cratérisée et a donc une activité tectonique et/ou volcanique assez importante. Le comptage des cratères suggère que la croûte entière de Vénus a été renouvelée en moins de 500 millions d'années, ce qui indique une activité géologique récente.

Structure interne[modifier | modifier le wikicode]

Structure de Vénus

Faute d'études sismologiques, les savants doivent se rabattre sur le minimum vital de données qu'ils ont en leur possession. Celles-ci disent que l'intérieur de Vénus n'est pas différent des autres planètes telluriques : on y trouve une croûte et un manteau silicatés, et un noyau ferreux. Du fait de sa taille, Vénus produit toujours de la chaleur radioactive et est encore active géologiquement. Preuve en est la faible cratérisation de la surface, qui prouve que le volcanisme doit être encore actif. Vu que Venus a une taille similaire à celle de la Terre, sa chaleur et sa température interne doivent être similaires. Cela permet de supposer une structure interne similaire à celle de la Terre, avec un noyau au moins partiellement liquide.

Mais alors, on peut se demander pourquoi Vénus n'a pas de champ magnétique contrairement à la Terre, alors que les deux planètes ont des noyaux similaires de taille similaire. La raison reste un mystère pour les chercheurs. Il est supposé que l'absence de convection dans le noyau soit à l'origine de cette absence de champ magnétique. Reste que l'absence de convection serait liée au fait que le noyau ne se refroidisse pas assez rapidement ou à l'absence d'une graine solide centrale. L'absence de tectonique des plaques pourrait jouer un rôle en limitant le refroidissement du manteau, et donc indirectement du noyau. Le noyau restant suffisamment chaud, des mouvements de convection ne peuvent pas se développer. De plus, cela garde le noyau suffisamment chaud pour empêcher sa solidification : il n'y aurait pas de graine solide au centre de Venus, contrairement à ce qu'on observe sur Terre.

Volcanisme vénusien[modifier | modifier le wikicode]

La surface de Vénus montre peu de structures accidentées comme des montagnes, des failles ou des plis. Il y en a, mais l'ensemble de la surface semble surtout composé de plaines formées par des épanchements de lave basaltique qui recouvrent plus de 70% de la surface. Des volcans sont aussi observés, sur l'ensemble de la surface de Vénus. Les structures volcaniques ont quelques ressemblances avec les volcans terrestres, mais certaines se démarquent franchement de leurs homologues terrestres. On retrouve des volcans boucliers, à savoir des volcans à faible pente très étalés, communs sur la Terre. Les volcans vénusiens se distinguent cependant par la large taille de leurs caldeiras, de plusieurs centaines de kilomètres pour certaines ! Les plaines de lave sont semblables aux trapps observés sur terre, ainsi qu'aux mers lunaires et aux plaines martiennes.

Volcan Maat Mons.

Certaines structures sont exclusives de Vénus, les dômes de lave aplatis en étant le meilleur exemple. Ceux-ci sont formés par des dômes de lave visqueuse, qui s'accumule au point de sortie éruptif. Sous l'effet de la pression atmosphérique extrême de Vénus, la lave s'étale mollement, formant des dômes aplatis. Il existe des équivalents sur Terre, mais qui ne sont pas aplatis par la faible pression atmosphérique. De plus, les dômes vénusiens ont un pic à leur sommet, chose qui n'existe que sur Vénus. L'origine des pics sommitaux n'est pas encore comprise, mais ils semblent s'être formés après le dôme.

Dômes de lave aplatis.

Les coronaes et arachnoïdes[modifier | modifier le wikicode]

Sur la surface vénusienne, on trouve des effondrements concentriques, entourés de fissures par lesquelles sortent des flots de lave, l'ensemble étant appelé des coronaes. Ces structures seraient la manifestation de panaches mantelliques, des remontées de matériau peu denses à travers le manteau. On peut les voir comme des rifts circulaires.

Coronae.

Tectonique vénusienne[modifier | modifier le wikicode]

Comme pour les autres planètes telluriques à l'exception de la Terre, il n'y a pas de tectonique des plaques. Vénus reste une planète à une plaque, même si ses caractéristiques (masse, densité, volume) sont similaires à celle de la Terre. Cependant, cela ne signifie pas que la tectonique soit inexistante sur Vénus. On observe à sa surface des zones de plissement ou d'étirement de grande ampleur, localisées à des endroits distincts de la planète, généralement dans les zones volcaniques. On suppose que ces plis et failles soient causées par des mouvements d'extension et/ou de compression induits par les mouvements mantelliques. Le manteau de Vénus serait en convection, de par sa température, les cellules de convection entraînant la croûte molle qui les surplombe.

Atmosphère[modifier | modifier le wikicode]

Vénus

La température et la pression à la surface de Vénus sont extrêmement importantes. L'épaisseur de l'atmosphère est très importante, au point qu'elle limite les variations de la température de surface. La température ne varie pas beaucoup entre l'équateur et les pôles, de même qu'entre le jour et la nuit ou entre saisons. De plus, la pression au sol atteint 9,3 MPa, soit 91,8 fois la pression atmosphérique terrestre ! Pour comparaison, cette pression est du même ordre que la pression sous-marine à une profondeur de 1 000 mètres. La température de surface est tout aussi hostile, variant de 450°C à de plus de 500°C. Ces conditions extrêmes sont liées à l'effet de serre et à la composition chimique de l'atmosphère. Ajoutons à cela que la planète est littéralement recouverte de nuages d'acide sulfurique et de dioxyde de soufre, et que les orages relativement « courants » donnent naissance à de splendides éclairs rougeâtres. De quoi légitimement qualifier Vénus d'« enfer céleste ».

Structure verticale[modifier | modifier le wikicode]

L’atmosphère de Vénus est stratifiée en plusieurs couches, à l'image de ce que l'on observe sur Terre. L'évolution de la température avec l'altitude est relativement claire : la température baisse avec l’altitude dans une première couche, la troposphère, avant de remonter progressivement dans une couche nommée mésosphère. Au-delà de 115 km d'altitude, les gaz atmosphériques s'ionisent, donnant naissance à une dernière couche : l'ionosphère. Techniquement, on peut diviser l’atmosphère vénusienne en trois couches principales, comme suit :

Couche atmosphérique Altitude Description Comportement thermique
Troposphère De la surface du sol à 30-40 km d'altitude Couche claire, transparente aux rayons solaires. Couche la plus dense, non-ionisée. Baisse de la température avec l'altitude/la pression.
Couche nuageuse Entre 30 et 70 kilomètres d'altitude. Couche opaque aux rayons solaires, lieu de l'effet de serre. Absorption du rayonnement solaire et effet de serre.
Mésosphère Base à 70 kilomètres d'altitude, plafond à 90-100 km. Couche claire, transparente aux rayons solaires, non-ionisée, peu dense. Hausse de la température avec l'altitude : cette couche est chauffée d'en bas par la couche nuageuse.
Ionosphère Base à 100 km, plafond variable selon le vent solaire. Couche claire, transparente aux rayons solaires, ionisée, peu dense. Hausse de la température avec l'altitude : cette couche est chauffée d'en bas par la couche nuageuse.
Atmosphère vénusienne.

Composition chimique[modifier | modifier le wikicode]

La composition chimique de l’atmosphère vénusienne est illustrée dans le schéma ci-dessous. On voit qu'il n'y a pas la moindre trace d'oxygène ni d'eau, l'atmosphère vénusienne étant surtout composée de dioxyde de carbone, de diazote et de vapeur d'eau. Les composés soufrés sont aussi très présents, notamment l'acide sulfurique et le dioxyde de soufre. A noter que l'acide sulfurique se forme quand le dioxyde de Soufre se combine avec de l'eau (sous forme vapeur). Ces derniers sont vraisemblablement émis par le volcanisme vénusien, autant lors des périodes récentes qu'anciennes. La majorité des composés soufrés se trouve actuellement dans la couche nuageuse, qui contient de nombreux nuages composés de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique. La nature sulfurée des nuages vénusiens donne naissance à de nombreuses pluies acides, aux gouttelettes chargées en acide sulfurique. Mais ces pluies s'évaporent avant de toucher la surface à cause des fortes températures atmosphériques.

Composition chimique de l'atmosphère de Venus.

Effet de serre[modifier | modifier le wikicode]

On voit que l’atmosphère vénusienne est riche en gaz à effet de serre : dioxyde de carbone, soufre, etc. On peut s'en rendre compte en regardant leur spectre d'absorption. La plupart absorbent une grande partie des rayonnements infrarouge, le dioxyde de carbone étant le principal responsable. La lumière visible est peu absorbée, mais elle est en revanche fortement réfléchie.

Spectre d'absorption lumineuse de l'atmosphère de Venus.

L'albédo de l'atmosphère vénusienne est importante : plus de 2/3 de la lumière solaire incidente est renvoyée vers l’espace. La composition soufrée des nuages explique que les nuages vénusiens ont un albédo très fort, ce qui limite l'arrivée du rayonnement solaire à la surface, mais qui est aussi à l’origine d'un effet de serre particulièrement important, qui s'ajoute à l'effet de serre lié aux gaz à effet de serre carbonés. Le fort effet de serre induit par ces gaz explique que l’atmosphère de Vénus est un véritable enfer, avec une température de surface de plus de 500°C.

Effet de serre sur Venus-2

Circulation atmosphérique[modifier | modifier le wikicode]

La circulation atmosphérique de Vénus est semblable à celle de la Terre, dans le sens où elle s'organise autour de courants de convection qui redistribuent la chaleur de l'équateur vers les pôles. Sur Vénus, la vitesse de rotation et le sens de rotation de la planète font qu'il n'existe qu'une seule structure convective sur l'axe latitudinal. Ces cellules s'arrêtent au niveau des pôles, qui sont entourés par des courants-jets polaires similaires à ceux observés sur Terre.

Circulation atmosphérique sur Venus.