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Vénus est la deuxième planète du système solaire que l’on rencontre en s’éloignant du Soleil.
Elle gravite sur une orbite quasi circulaire dont le rayon moyen est de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s’effectue dans le sens rétrograde.
En raison de sa taille (rayon équatorial égal à 6 052 km, soit 0,949 rayon terrestre) et de sa masse (0,815 masse terrestre), Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. 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). 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. L’ensemble de ces données radars a permis de connaître la topographie de Vénus avec une précision supérieure à celle de la Terre !
Malgré des conditions particulièrement difficiles (température moyenne au sol de l’ordre de 460°C, et pression moyenne de l’ordre de 95 bar, ou 9,5 MPa, soit la pression régnant à 950 m de profondeur dans les océans terrestres), des expériences se sont déroulées à la surface même de la planète. Elles ont permis de découvrir localement l’aspect de la surface, et d’analyser sommairement la composition du sol.
La surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d’une histoire volcanique et tectonique complexe. 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. 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.
Vénus se caractérise par son atmosphère chaude et massive : la pression au sol est de l’ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460°C). Le dioxyde de carbone CO2 (96,5%) et l’azote N2 (3,5%) constituent à eux seuls plus de 99,9% de l’atmosphère. La chaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serre. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la surface, 5% seulement de la lumière solaire atteignant le sol.
La dynamique de l’atmosphère est dominée par la rotation rapide de la zone qui est centrée sur la couche nuageuse, et qui tourne sur elle-même en 4 jours terrestres, beaucoup plus vite que la planète, dont la période de rotation est de 243 jours. Les deux rotations ont lieu dans le sens rétrograde. Le déclenchement de l’effet de serre pourrait être dû à une période d’activité tectonique et volcanique intense durant le premier milliard d’années d’existence de la planète, avec vaporisation dans l’atmosphère d’une quantité d’eau équivalant à celle qui est contenue dans les océans terrestres, augmentant la température et provoquant le dégazage du dioxyde de carbone, avec amplification progressive de l’effet de serre.
Bien que présentant en général une surface relativement plate, Vénus possède quelques reliefs importants dans certaines régions. Le point le plus élevé culmine à 11,5 km au-dessus du niveau de référence déterminé à l’équateur ; il correspond à Maxwell Montes, situé dans l’hémisphère Nord de la planète. Le point le plus bas (-2 km) se situe au niveau d’une fosse (Diana Chasma), au sud de l’équateur. Ainsi, le dénivelé moyen atteindrait 13 kilomètres environ, contre 20 kilomètres sur la Terre. Sur la base de leurs altitudes moyennes, on distingue trois grandes catégories d’unités morphologiques : les "plaines ondulées", les "hautes terres", les "basses terres" :
- Les plaines ondulées, dont l’altitude varie entre 0 et 2 kilomètres, constituent 65% de la surface.
- Les hautes terres, dont l’altitude est supérieure à 2 kilomètres, ne constituent que 8% de la surface. 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.
- Les basses terres, dont l’altitude moyenne est inférieure à 0 kilomètre, constituent environ 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.
D’après la densité de cratères d’impacts météoritiques recensée, Vénus possède une surface relativement jeune, d’environ 0,5 milliard d’années. La surface ne semble pas avoir été modifiée par des processus d’érosion de type terrestre, mais elle semble avoir été profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. La grande variété de phénomènes tectoniques et la répartition géographique de l’activité tectonique semblent indiquer que les déformations régionales (compressions et extensions) ainsi que les mouvements verticaux et horizontaux ont joué un rôle déterminant dans l’évolution géologique de cette planète. Cependant, les mécanismes globaux qui sont à l’origine de ces déformations et de ces mouvements ne sont pas encore compris, de même que les relations pouvant exister entre ces mécanismes et l’activité volcanique.
Conclusion
Souvent considérée comme la planète jumelle de la Terre, en raison de leurs paramètres physiques similaires, Vénus marque ses différences. Vue de l’espace, la Terre se caractérise par une sphère aplatie aux pôles, entourée d’une atmosphère nuageuse laissant visible la surface, recouverte à 70% d’océans. Au contraire, Vénus est entourée d’une épaisse atmosphère nuageuse qui concentre l’énergie solaire, provoquant un effet de serre pouvant être à l’origine de l’évaporation complète d’anciens océans vénusiens.
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