L’âge de la surface est estimé < 800 Millions d’années par la méthode de comptage de cratères (faible densité). Mais la fourchette reste très vague : la grande éruption qui a resurfaçé Vénus a-t-elle eu lieu il y a 300 millions, 500 millions, 800 millions ou 1 Milliard d’années ? 

La plupart des cratères d’impact n’ont pas été déformés donc des processus de resurfaçage par des laves volcaniques ont dû recouvrir les vieux cratères. 

L’érosion mécanique existe en effet sur Vénus car des vents doux sont capables de déplacer des grains de sable (des dunes apparaissent d’ailleurs sur les images radar). Une érosion chimique aussi, les roches étant attaquées par l’acide sulfurique, mais il faudrait des analyses in situ pour en voir les effets.  

« fluidized ejecta deposit » dans Hale Crater (Nasa/JPL)

 Une caractéristique unique est la forme des cratères d’impact sur Vénus : leurs éjectas s’allongent très loin car à cause de la chaleur et de la densité, le matériel n’est pas vaporisé par l’impact comme ailleurs mais fondu ou bouilli et il s’écoule alentours.

Le radar de la sonde américaine Magellan (1989-92) a révélé un relief assez plat, seulement 10 % de la Surface a une altitude > 10 Km d’altitude contre 30% sur Terre.

Vénus n’ayant pas d’océan, pour définir l’équivalent du niveau de la mer, le rayon moyen de Vénus (6051 Km) a été pris comme référence et sert de niveau O (on parle de géoïde).

La surface est couverte à 20 % de plaines basses, à 70 % de collines et à 10 % de hautes montagnes surtout dans la partie Nord où elles présentent peu de cratères d’impact => plus jeune.

Le relief de Vénus présente 2 hémisphères très différents avec une dichotomie Nord/Sud : au Nord une région montagneuse avec des plateaux ; au sud de vastes plaines de lave.   

                     Nasa/JPL 

2 secteurs de massifs montagneux sans doute plus anciens se distinguent sur cette carte du relief: Aphrodite Terra proche de l’Equateur (aussi grand que l’Amérique du Sud) et Ishtar Terra au Nord (plus grand que le plateau de l’Himalaya) constitué par des écoulements de lave au dessus d’une section plus élevée de la croûte.

Des volcans en forme de crêpe, des couronnes et des arachnoïdes !  

Les preuves d’un volcanisme important sont que plus de 1500 dispositifs volcaniques ont été détectés grâce aux radars des sondes Venera, Pioneer Venus et surtout Magellan. Ils pourraient être plus d’ 1 million car la résolution du radar de Magellan était limitée. Aucun volcan encore en activité n’a été détecté à ce jour. 

Sif Mons, très large mais de seulement 1,7 Km d’altitude (Nasa/JPL/CalTech) 

La plupart des volcans ne sont pas très hauts mais de type effusif comme les volcans Hawaïens ou encore Olympus Mons sur Mars. Les sondes qui ont analysé le sol ont permis de déterminer la composition des laves : des basaltes très visqueux, similaires aux rhyolites ou aux alacites sur Terre. 

Roches craquelées photographiées par Venera 14  

Les images en 3D grâce aux données radar de Magellan ont permis de reconstituer les paysages volcaniques de Vénus.

On retiendra les fameux « Pancakes », ce sont des dômes de 100 à 600 m à sommet plat et falaises abruptes constitués de l’éruption d’une lave plus visqueuse que les plaines environnantes.  

Les « crêpes » d’Alpha Regio (Nasa/JPL) 

Un autre type de relief particulier a été nommé « Corona » : il s’agit de vastes structures circulaires qui peuvent atteindre des centaines de Km dûes à l’effondrement de chambres  magmatiques sous le poids des dômes.   

Aine Corona (Nasa/JPL) 

Les « arachnoïdes » sont originales car circulaires ou ovoïdes, avec des anneaux concentriques et un réseau de fractures se prolongeant à l’extérieur. Ils ont un diamètre de 50 à 230 Km et sont peut être précurseurs de la formation de coronae. 

Nasa/JPL  

Des écoulements de laves très étendus, sur 7000 Km de long dans le cas de HILDR (plus long que le Nil sur Terre), sont aussi spectaculaires. 

Enfin les massifs les plus hauts de Vénus pourraient connaître des neiges de métal ! 

En 1995 des astrophysiciens américains travaillant sur les données de Magellan ont mis en évidence des sommets brillants sur Vénus: ils pensent à une fine couche de métal comme le sulfure de plomb ou le bismuth, vaporisés puis condensés en altitude comme du givre sur certains sommets (Ex : Beta Regio au Nord). 

Une croûte unie ? Un cœur de fer solide ?

La présence de peu de rifts et de fractures, mais plutôt de vastes bombements, produits de l’accumulation de laves sur des époques géologiques, laisse penser jusqu’ici que la lithosphère de Vénus ne connaît pas de tectonique générale. D’ailleurs s’agit il d’une croûte unie ou de plusieurs plaques ?  

Le volcan Sapas Mons (Nasa/JPL/CalTech)  

Les volcans apparaissent immobiles et non pas alignés en chaîne comme sur Terre dans les zones de subduction ou le long des dorsales. C’est peut être le signe que la croûte de Vénus, soumise à des températures et à des pressions extrêmes, est plus déformable que sur Terre, plus facile à déformer qu’à recycler en tout cas parce que la croûte de Vénus contient très peu d’eau. Les roches de Vénus analysées par les sondes Venera sont plutôt formées de silicates, de nickel et de fer. 

Comme la Terre, Vénus doit avoir un noyau de fer liquide de 3000 Km de rayon et un manteau de roches fondues.  

Mais jusqu’ici on n’a pas mesuré sur Vénus de champ magnétique dipolaire. La cause pourrait être sa rotation trop lente ou des changements majeurs au cours de son histoire, mais cela signifie peut être des choses sur sa structure interne : Vénus n’a peut être plus de noyau liquide. La question de savoir si son cœur est liquide ou solide reste ouverte, le calcul des moments d’inertie de Vénus étant impossible car sa rotation est trop lente.  

La température du cœur est aussi une inconnue, car à l’instar de tous les corps de masse importante, la désintégration d’éléments radioactifs du noyau devrait dégager de la chaleur que la planète doit évacuer par des mouvements de convection.

 Pourtant les missions précédentes n’ont observé aucun signe de tectonique, donc le mode d’évacuation de la chaleur de Vénus peut être différent de la Terre. En tout cas, ce que l’on peut dire de la structure interne est limité, et Vénus Express ne devrait pas apporter de révélation dans ce domaine, la mission étant axée sur l’étude de l’atmosphère.  

  On peut quand même regretter qu’elle n’emporte pas un radar plus précis que Magellan…

Conclusion :  

L’exploration de Venus est donc loin d’être terminée, d’autant que l’étoile du berger recèle encore bien des mystères.  

Par exemple des observations de la couche nuageuse en ultraviolet ont révélé un phénomène intrigant. Des zones absorbent la moitié de l’énergie solaire reçue par la planète et la réémettent sous forme d’ultraviolet.  

Des explications plus ou moins fantaisistes ont été avancées : à 50 Km d’altitude des microbes se nourrissant d’acide sulfurique pourraient utiliser la lumière UV dans un processus de photosynthèse exotique pour tirer leur énergie. C’est une hypothèse exobiologique hardie, mais pour la vérifier il faut aller sur place avec des ballons sondes.  

L’agence spatiale japonaise devrait envoyer la sonde Planet C en 2008 et à plus long terme, l’ESA planche sur un concept avancé baptisé Venus Entry Probe : 2 orbiteurs, 1 ballon embarquant un mini laboratoire pour des analyses in-situ déployé dans la couche la moins extrême vers 55 Km d’altitude (T°= ~30°C) et 15 micro sondes larguées au dessus de 5 régions distinctes pour une étude plus complète de l’atmosphère de Vénus. 

En attendant, Vénus Express devrait donner une belle moisson de résultats et du travail pour des années aux scientifiques. 

« Grâce à Venus Express, nous comptons bien démontrer une fois de plus que l’étude des planètes est d’une importance cruciale pour notre propre vie sur Terre », a déclaré Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l’ESA.  

« Pour comprendre l’évolution du climat de la Terre et l’ensemble des phénomènes qui y participent, nous ne pouvons pas nous contenter d’observer notre seule planète. Il nous faut décrypter les mécanismes qui régissent les atmosphères planétaires en général. Avec Mars Express, nous étudions l’atmosphère de Mars, avec Huygens nous avons exploré celle de Titan, et avec Venus Express nous allons ajouter une nouvelle pièce à notre collection. A une époque, Vénus et la Terre ont dû être très semblables et il nous faut comprendre pourquoi et comment elles ont pu diverger au point que l’une a pu devenir le berceau de la vie tandis que l’autre s'est transformée en un véritable enfer ».  

La présence des océans sur Terre qui ont dissous le CO2 et ont permis un réglage fin de l’effet de serre propice à la vie apparaît bien comme le facteur clé qui différencie la planète bleue de l’infernale atmosphère carbonée de Vénus.

Jusqu’au début du XX° siècle on pensait même que la vie pouvait y exister, comme sur Mars. Cependant la surface restait obstinément voilée aux observations par les télescopes terrestres par une épaisse atmosphère opaque. Peu après la 2°GM, les premières mesures de spectroscopie infrarouge révèlent une atmosphère majoritairement composée de CO2 (et de composants mineurs comme H2,O2,H2O,H2S,COS).

Dans les années 50 les mesures en ondes centimétriques suggèrent aussi une température très élevée de la surface.

Il fallait aller sur place pour en avoir le cœur net.

Vénus photographiée dans le visible par Pioneer Venus (Nasa)

Tout ceci a fait de Vénus une cible privilégiée des premières missions spatiales envoyées par les soviétiques et les américains au début des années 60 : Vénus est deux fois plus proche de nous que Mars, et les lois de la mécanique céleste sont faciles à calculer pour une planète qui n’a pas de satellite.

En tout depuis les débuts de l’ère spatiale, 23 missions américaines ou soviétiques seront menées avec succès sur 41 sondes envoyées (en comptant toutes celles qui ont survolé Vénus sans lui être dédié exclusivement), soit un taux de réussite largement supérieur aux missions martiennes. En 1962, la sonde américaine Mariner 2 survole Vénus pour la première fois à 35 000 Km et prend les premières mesures in-situ de la température (évaluée alors > à 200°C) et de la forte pression atmosphérique. Elle met aussi en évidence la lente rotation rétrograde de Vénus.

Puis pendant 3 ans les soviétiques multiplient les missions avec les premières sondes Venera dont la plupart sont perdues. Mais en 1967 le module de descente de Venera 4 retransmet les premières données sur les basses couches de l’atmosphère (entre 55 et 25 Km d’altitude) confirmant sa composition dominante en CO2 et sa densité. Après 2 autres tentatives, les soviétiques posent enfin en 1970 la sonde Venera 7 à l’aide d’un parachute, le premier robot posé par l’homme à la surface d’une autre planète. Pendant 23 minutes, elle fournit des données précises sur la température (474°C) et la pression (90 bars, soit l’équivalent de la pression sous 1000 m d’eau sur terre !). L’exploration de Vénus s’apparente alors à celle des grands fonds marins, la chaleur et les gaz toxiques en plus.

En 1974 la sonde américaine Mariner 10 prend les premières images à distance en ultraviolet et étudie les mouvements étranges de l’atmosphère, révélant la rotation très rapide de celle-ci (super-rotation). Un an plus tard, les soviétiques réalisent un autre exploit avec les photos (en N&B) de la surface transmises par les lander des sondes Venera 9 et 10, des engins énormes qui résistent environ 1 H à la fournaise de Vénus.

Le lander des sondes Venera 9 & 10 était conçu pour résister aux très fortes chaleurs du sol Vénusien par un système de fluide circulant. Durant la descente il a fourni des profils altitude/pression et des mesures de températures. Au sol, il a résisté 65 minutes, photographiant le sol alentour et mesurant la vitesse des vents (credit : Nasa)

Piquée au vif, la Nasa réagit en 1978 avec une double mission complexe et ambitieuse : Pioneer Venus 1 & 2 combinent orbiteur-mère et landers pour la première étude complète des strates de l’atmosphère (avec analyse d’échantillons) et de la surface. Ces données sur plusieurs années montrent le rôle majeur de constituants comme SO2 dans la chimie de l’atmosphère vénusienne et la formation de nuages d’acide sulfurique (H2SO4) dans la haute atmosphère. D’autre part cette mission réalise le premier sondage radar de la planète, qui révèle un grand nombre de formations volcaniques (de même que les observations du radiotélescope d’Arecibo qui montrent plus de 50 volcans d’un diamètre > 50 km) et deux régions montagneuses plus élevées : Ishtar terra et Aphrodite Terra.

Au cours des années suivantes, l'URSS n’est pas en reste et multiplie les expériences : en 1978 Venera 11 et 12 analysent aussi l’atmosphère et se posent en 2 régions de l’hémisphère Sud d’où elles transmettent des données pendant près de 2 H. Il faut néanmoins attendre les sondes Venera 13 et 14 en 1982 pour avoir les premières images couleur du sol de Venus, dans la région de Phoebe. D’autre part une foreuse prélève des échantillons sous les sondes qui seront analysés comme du basalte.

Panorama du site d’atterrissage de la sonde soviétique Venera 13 dans Phoebe Regio en 1982. Les couleurs sont difficiles à juger car l’atmosphère vénusienne filtre le bleu.

Les années 80 sont l’âge d’or de l’exploration soviétique de Vénus, les scientifiques russes se consolant ainsi de leurs déboires dans l’exploration martienne. Venera 15 & 16 réalisent ainsi en 1983 une cartographie radar de l’hémisphère Nord. En 1985 les sondes Vega 1 & 2 en route vers la comète de Halley larguent dans l’atmosphère de Vénus deux ballons-sondes français conçus par le CNES afin d’étudier le régime des vents ainsi que deux atterrisseurs qui se posent à l’ouest d’Aphrodite Terra et analysent des échantillons de sol.

La dernière grande mission à destination de Vénus date de 1989, avec le lancement de la sonde américaine Magellan par la navette Atlantis. L’instrument principal de Magellan est un radar qui de 1990 à 1994 permet de cartographier à haute résolution (120 à 220 m/pixel) 98 % de la surface. Magellan fournit des résultats très importants sur la topographie de la surface, l’activité tectonique et volcanique de Venus apparaissant récente.

La combinaison des données des sondes Venera et Magellan a donné des images spectaculaires des volcans vénusiens et de certaines formations géologiques uniques.

Vénus vue du pôle Nord : cartographie hémisphérique réalisée grâce aux données du radar de Magellan/ fausses couleurs établies à partir des données altimétriques des sondes Venera 13&14 (Nasa/JPL)

Après cette date, les programmes spatiaux se recentrèrent sur les vols habités en orbite basse et sur Mars, tandis que Vénus tombait dans un relatif oubli.