Vénus la mystérieuse
  • Savez-vous ce qui rend Vénus si jolie de loin ? C'est qu'elle est fort affreuse de près.
  • (Fontenelle, Entretiens sur la pluralité des mondes, quatrième soir).
  • Cette affirmation quelque peu sibylline exprime une part de vérité, même si ce n'est pas celle que l'auteur entendait y inclure. On avait cru reconnaître sur Venus, vers la fin du XVIIe siècle, de très hautes montagnes, ce qui du temps de Fontenelle était encore considéré comme un type de paysage horrible. De plus, il était admis que plus un site était montagneux, plus il reflétait la lumière et paraissait brillant. " On a vu, ajoute l'écrivain normand, avec des lunettes d'approche, que ce [Vénus] n'était qu'un amas de montagnes beaucoup plus hautes que les nôtres, fort pointues, et apparemment fort sèches ; et par cette disposition la surface d'une planète est la plus propre qu'il se puisse … renvoyer la lumière avec beaucoup d'éclat et de vivacité. " Nous savons aujourd'hui que si Vénus est brillante, c'est parce que son épaisse atmosphère réfléchit une très grande partie de la lumière qu'elle reçoit du Soleil. Mais cette atmosphère cache un enfer sous-jacent dont elle est en partie responsable. La phrase de Fontenelle conserve ainsi sa part de vérité.

     

    Une sœur jumelle brillante

    Après le Soleil et la Lune, Vénus est, pour les terriens, l'astre le plus brillant du ciel. Elle est, à plusieurs titres, la planète la plus proche de la Terre : au sens propre d'abord, par sa proximité spatiale, de quelque 50 millions de km ; par sa taille, avec un diamètre de 12100 km (contre 12800 pour la Terre) ; sa masse, qui représente 81% de celle de la Terre ; sa densité de 5,1, celle de la Terre étant de 5,5 ; enfin sa gravité en surface, égale à 91% de celle de la Terre. Chacune des deux planètes est dotée d'une atmosphère. Celle de Vénus fut découverte par Lomonossov lors du passage de la planète devant le Soleil en 1761.

    Ces similitudes remarquables entre Vénus et la Terre sont à l'origine de la notion de planètes jumelles. L'imagination aidant, avec la complicité de l'atmosphère vénusienne impénétrable à l'observation optique et interdisant d'avance toute possibilité de contradiction, les hypothèses et les descriptions les plus fantaisistes ont été successivement ou simultanément proposées pour les paysages de la sœur jumelle, sans doute beaucoup plus luxuriants que ceux de la Terre à cause de la plus grande proximité du Soleil. La présence d'eau étant admise comme une évidence, certains, à la suite de Svante Arrhenius, décrivaient des tableaux comparables à ceux que la Terre a d'offrir à l'époque du Carbonifère, avec une végétation exubérante autour de vastes marécages grouillants de vie. D'autres, comme Whipple et Menzel, imaginaient des océans saturés de gaz carbonique comme l'eau de Seltz. D'autres encore, à l'exemple de Fred Hoyle, y soupçonnaient la présence d'immenses gisements d'hydrocarbures. Patrick Moore évoquait même la possibilité, pour les terriens, de coloniser plus aisément Vénus que Mars. Il était, en tout cas, inconcevable que notre planète jumelle n'abritât point d'êtres vivants. Dans son Astronomie populaire, Camille Flammarion, tout en voulant garder ses réserves à l'égard d'un enthousiasme inconsidéré, résumait ainsi la situation de Vénus : " La seule conclusion scientifique que nous puissions tirer de l'observation astronomique est que ce monde diffère peu du nôtre par son volume, son poids, sa densité, par la durée de ses jours et de ses nuits ; qu'il en diffère un peu plus par la rapidité de ses années, l'intensité de ses climats et de ses saisons, l'étendue de son atmosphère et sa plus grande proximité du Soleil. Il doit donc être habité par des races végétales, animales et humaines peu différentes de celles qui peuplent notre planète. Quant à l'imaginer désert et stérile, c'est là une hypothèse qui ne pourrait germer dans le cerveau d'aucun naturaliste. "

    En réalité, la " planète jumelle " de la Terre est restée longtemps et demeure encore, à bien des égards, énigmatique. Malgré l'affirmation de Flammarion, " la durée de ses jours et de ses nuits " diffère considérablement de celle de la Terre. Le sens et la durée de rotation de Vénus n'ont pu être établis qu'au début des années soixante du XXe siècle. Les valeurs admises jusque là pour la durée oscillaient entre 23 heures et 225 jours. La durée réelle, obtenue à l'aide du radar, est de 243 jours terrestres, et la rotation s'effectue dans le sens rétrograde, d'est en ouest, comme pour Uranus : sur Vénus, le Soleil se lève à l'ouest et se couche à l'est. Cette longue incertitude relative à la rotation de Vénus est due à l'écran totalement impénétrable aux rayons optiques que représente l'atmosphère de la planète. Aucun télescope optique n'a jamais pu observer le moindre repère à la surface solide de la planète, ce qui n'a pas empêché les cartes géographiques de fleurir, depuis celle de Bianchini au XVIIIe siècle, jusqu'à celle de P.Lowell au XXe avec les inévitables " canaux ", en passant par celles de Cassini, Herschel et Schröter.

    Carte de la planète Vénus

    publiée en 1727 par l'astronome italien Francesco Bianchini et dédiée au roi du Portugal Jean V. C'est la première " carte géographique " de cette planète. Le découpage en douze fuseaux indique que la carte était destinée à revêtir un globe. L'auteur, sans se rendre compte qu'il n'observait que le dessus d'une épaisse couche nuageuse, a cru reconnaître neuf mers auxquelles il donna des noms princiers pour les quatre premières, d'explorateurs et d'un savant pour les suivantes  : Mer Première ou Mer royale de Jean V ; Mer Seconde ou Mer de l'Infant Henri ; Mer Tierce ou du roi Emmanuel ; Mer Quarte, du Prince Constantin ; Mer Quinte ou de Colomb ; Mer Sixte ou de Vespucci ; Mer Septième ou de Galilée ; Mer australe ou de Magellan ; Mer boréale ou de Marco Polo. Cette fière nomenclature présente un seul inconvénient : tous les détails topographiques que ces noms désignent sont totalement illusoires. Les personnages mythiques des vieilles civilisations figurant, avec plusieurs célébrités féminines modernes, sur les cartes récentes de Vénus ont plus de chance : leurs noms désignent des sites réels, découverts à la surface de Vénus il y a à peine une décennie.

     

     

    Un voile épais

    Ce n'est que dans le dernier tiers du XXe siècle que le voile a commencé d'être levé de la face de Vénus. Les premières révélations fournies par les sondes spatiales américaines (Mariner 2, Mariner 5, Mariner 10, Pioneer Venus) et soviétiques (Venera 2 à 16, Vega 1 et 2) concernaient en premier lieu, hormis quelques images très locales du sol, l'atmosphère et les conditions physiques régnant à la surface même de la planète. Les renseignements qu'elles transmettaient à la Terre ne pouvaient aucunement être du goût de ceux qui avaient nourri des visions tant soit peu idylliques de notre " sœur jumelle ".

    Les visiteurs envoyés vers la soeur jumelle

  • Vénus est, après la Lune, le corps du système solaire vers lequel ont été envoyés le plus d'engins spatiaux, de 1961 à 1989. La période la plus propice pour une rencontre entre une sonde et la planète est la conjonction inférieure, lorsque Vénus, située alors entre le Soleil et la Terre, est à la plus faible distance possible de cette dernière. Cette situation intervient tous les dix-sept mois et quelques jours. Compte tenu de la durée du trajet, la date de lancement est choisie de telle sorte que l'engin parvienne dans les parages de Vénus au moment de la conjonction inférieure, soit environ trois à quatre mois avant celle-ci. Le tableau montre que les Soviétiques ont utilisé presque tous les créneaux possibles pour prendre rendez-vous avec Vénus. Le bilan brut, en nombre de sondes lancées, est de 18 pour les Russes et 6 pour les Américains.
  • Conjonction inférieure

    Sonde

    Lancement

    Arrivée

    Résultats

    11/04/1961

    Venera 1

    12/02/1961

    19/05/1961

    Contact perdu ; échec

    12/11/1962

    Mariner 2

    27/08/1962

    14/12/1962

    Passe à 34 830 km ; succès

    19/06/1964

    néant

         

    26/01/1966

    Venera 2

    12/11/1965

    27/02/1966

    Passe à 23 950 km ;

           

    Pas de données transmises à la Terre

     

    Venera 3

    16/11/1965

    01/03/1966

    Ecrasé par l'atmosphère de Vénus ; Pas de données transmises à la Terre

    29/08/1967

    Venera 4

    12/06/1967

    18/10/1967

    Analyse de l'atmosphère

     

    Mariner 5

    14/06/1967

    19/10/1967

    Passe à 3 990 km

    08/04/1969

    Venera 5

    05/01/1969

    16/05/1969

    Analyse de l'atmosphère

     

    Venera 6

    10/01/1969

    17/05/1969

    Analyse de l'atmosphère

    10/11/1970

    Venera 7

    17/08/1970

    15/12/1970

    Se pose sur le sol et transmet pdt. 23 mn

    17/06/1972

    Venera 8

    27/03/1972

    22/07/1972

    Se pose sur le sol et transmet pdt. 50 mn

    23/01/1974

    Mariner 10

    03/10/1973

    05/02/1974

    En route vers Mercure ; passe à 5 310 km

    28/08/1975

    Venera 9

    08/06/1975

    22/10/1975

    En orbite et pose sur le sol ; Premières photographies du sol de Vénus

     

    Venera 10

    14/06/1975

    25/10/1975

    En orbite et pose sur le sol ; Photographies du sol de Vénus

    06/04/1977

    néant

         

    07/11/1978

    Pioneer Venus Orbiter

    20/05/1978

    04/12/1978

    Première carte topographique radar

     

    Pioneer Venus Bus

    08/08/1978

    09/12/1978

    4 sondes atmosphériques individuelles

     

    Venera 11

    09/09/1978

    25/12/1978

    Atterrissage

     

    Venera 12

    14/09/1978

    21/12/1978

    Atterrissage

    15/06/1980

    néant

         

    21/01/1982

    Venera 13

    13/10/1981

    01/03/1982

    Atterrissage ; données de surface

     

    Venera 14

    04/11/1981

    05/031982

    Atterrissage ; données de surface

    25/08/1983

    Venera 15

    02/06/1983

    10/10/1983

    En orbite ; images radar du sol

     

    Venera 16

    07/06/1983

    14/10/1983

    En orbite ; images radar du sol

    03/04/1985

    Vega 1

    15/12/1984

    11/06/1985

    En orbite ; images radar du sol

     

    Vega 2

    21/12/1984

    16/06/1985

    En orbite ; images radar du sol

    05/11/1986

    néant

         

    13/06/1988

    néant

         

    19/01/1990

    Magellan

    04/05/1989

    10/08/1990

    En orbite ; images radar du sol En service jusqu'en 1994

    Dès 1956, à peine un an avant le commencement de l'ère spatiale, des récepteurs radio avaient détecté, en provenance de Vénus, de fortes émissions de micro-ondes, et le phénomène fut amplement confirmé au cours des années suivantes. La question était de savoir si la source de chaleur émettrice de ce rayonnement se situait dans l'atmosphère ou à la surface solide de la planète. Dans cette dernière éventualité, la température de cette surface devait dépasser les 300 ° C, ce qui excluait de facto la présence d'eau liquide et laissait peu d'espoir d'y rencontrer des êtres vivants. Le dilemme fut résolu par la première sonde (Mariner 2) lancée avec succès vers Vénus, qu'elle croisa le 14 décembre 1962 à une distance d'environ 30 000 km. Le détecteur de micro-ondes à bord de l'engin fournit une courbe de répartition des intensités dont l'allure ne laissa subsister aucun doute quant à l'origine des micro-ondes : la source de chaleur était bel et bien la surface solide de la planète. Des mesures ultérieures révélèrent des températures de surface de 460° C !

    Des études spectroscopiques entreprises dès les années 30, 40 et 50 du XXe siècle avaient révélé la présence de CO2 dans l'atmosphère vénusienne. Nulle trace d'eau n'avait jamais pu être mise en évidence ni alors ni plus tard par aucune des nombreuses sondes envoyées vers Vénus. En un peu plus de vingt ans, de 1962 à 1985, une bonne vingtaine de sondes américaines et surtout soviétiques, dont quelques unes réussirent à traverser l'atmosphère et à se poser sur le sol de la planète, ont permis de comprendre ou du moins de caractériser l'atmosphère vénusienne dans sa composition et sa structure : formée principalement de CO2 (96,5 %), extraordinairement lourde (92 atmosphères terrestres), ultra-sèche en l'absence quasi complète de vapeur d'eau, hautement corrosive, notamment entre 50 et 60 km d'altitude où sont concentrées des strates nuageuses composées de gouttelettes d'acide sulfurique.

    Un essai d'interprétation

    Après la révélation des températures énormes régnant à la surface du sol, de toutes les particularités de cette atmosphère, c'est l'absence d'eau qui frappa surtout les esprits. Comment deux planètes comme la Terre et Vénus, à bien des égards si proches et formées certainement ensemble à partir des mêmes matériaux de la nébuleuse primitive, ont-elles pu évoluer de façon si différente, l'une étant recouverte aux trois quarts par des océans et jouissant de chaleurs modérées, l'autre s'avérant sèche comme un os et soumise à des températures supérieures aux points de fusion de l'étain, du plomb et du zinc ?. Le Jardin d'Eden ici (pour combien de temps encore ?), l'enfer là-bas !

    Une donnée importante fournie par la sonde Pioneer Venus et une simulation sur ordinateur contiennent peut-être la clé de l'énigme. Le spectromètre de masse à bord de Pioneer décela, dans l'atmosphère de Vénus, la présence de quantités relativement importantes de deutérium (hydrogène lourd). Alors que dans l'eau des océans terrestres, on compte en moyenne un atome de deutérium pour 6 000 atomes d'hydrogène, l'atmosphère vénusienne en contient deux pour cent, soit 120 fois plus. Cette relative abondance a donné lieu à l'interprétation suivante. A l'origine de la concentration élevée en deutérium, D, dans l'atmosphère de Vénus, il doit exister un processus efficace de ségrégation des deux isotopes de l'hydrogène selon la masse (D, lourd, et H, léger). Ce processus repose sur deux facteurs : la gravité et la température. L'action gravitationnelle de la masse planétaire tend à retenir les atomes des gaz atmosphériques, tandis que la chaleur en accélère le mouvement, aboutissant éventuellement à la vitesse de libération et permettant au gaz d'échapper dans l'espace interplanétaire. Soumis à cette double influence, les atomes lourds (deutérium) et les atomes légers (hydrogène ordinaire) ne sont pas égaux : les derniers se libèrent plus facilement dans l'espace, ce qui aboutit, à la longue, à une concentration de plus en plus importante des premiers dans l'atmosphère de la planète.

    L'abondance relative du deutérium pouvait être interprétée comme le reliquat de vastes étendues d'eau peu à peu disparue par évaporation. Mais comment cette dissipation a-t-elle pu intervenir de façon aussi radicale ? En tout état de cause, la plus grande proximité de Vénus par rapport au Soleil pouvait, à elle seule, difficilement expliquer les écarts de température de près de 400 degrés constatés aujourd'hui entre les deux " sœurs jumelles ". Des simulations sur ordinateur ont fourni des éléments de réponse. Initialement, une augmentation de température de l'ordre de 50 degrés en passant de l'orbite de la Terre à celle de Vénus pouvait suffire à simplement favoriser l'évaporation sur cette dernière, enrichissant l'atmosphère en vapeur d'eau. Gaz à effet de serre, cette dernière contribua à faire monter la température et, par rétroaction positive, à accélérer le processus d'évaporation et d'augmentation de la température pour aboutir à la situation actuelle.

    Une première carte d'ensemble

    L'objectif de la sonde multiple Pioneer Venus, en 1978, était d'abord de recueillir des données relatives à l'atmosphère de la planète, et, de ce point de vue, ce fut un parfait succès. Au delà de cette mission principale, la partie de la sonde maintenue en orbite procéda, pendant plusieurs années, grâce à un altimètre radar, à un relevé topographique global. Ce fut la première carte de la surface solide de la planète, fournissant les grands traits de la géographie vénusienne. L'ensemble se présente comme une vaste plaine ondulée relativement uniforme. 60 % de la surface ne s'écartent pas de plus de 500 m du niveau de référence correspondant à un rayon de 6051 km ; 20 % de la surface s'élèvent à plus de 1 km au-dessus, et 1% seulement à plus de 1 km en dessous de ce niveau. La majorité de ces reliefs sont groupés en trois ensembles " continentaux ", de taille inégale : Aphrodite Terra, le long de la région équatoriale, Ishtar Terra près du pôle Nord et Beta Regio qui forme un massif plus petit, isolé à une latitude d'environ 30 ° C dans l'hémisphère Nord. La région la plus élevée est représentée par les Monts Maxwell (11 km) qui constituent une partie d'Ishtar Terra. La profondeur extrême (–2 km) est atteinte dans Diana Chasma, à l'est d'Aphrodite Terra.

    La carte altimétrique de la surface de Vénus livrée par Pioneer, pour intéressante qu'elle fût en soi, ne pouvait que laisser sur leur faim les planétologues intéressés par la nature d'éventuels processus géologiques à l'œuvre sur la " sœur jumelle " de la Terre.

    Les planètes et satellites telluroïdes, c'est-à-dire plus ou moins semblables à la Terre (tellus), sont, les uns manifestement " morts ", en entendant par là inactifs du point de vue géologique. Leurs surfaces sont figées et ne subissent plus de modifications notables, hormis l'apparition sporadique de stigmates nouveaux très ponctuels dus à des impacts de grosses météorites. Tel est le cas de Mercure, de la Lune, de la totalité des astéro‹des et d'une très grande majorité des satellites du système solaire. Pour une planète ou un satellite donné, la conservation de la chaleur interne emmagasinée lors de sa formation, et donc la persistance d'une éventuelle activité géologique, est fonction de sa dimension : les corps de petite taille se refroidissent plus vite que les autres, à cause du rapport plus élevé de leur surface à leur volume. Les planètes comme la Terre, Mars et Vénus, conservent plus longtemps leur chaleur interne créée au moment de leur accrétion. De plus, en raison de leur taille plus importante, la quantité d'éléments radioactifs présents dans leur masse continue à produire de la chaleur. Le problème, pour ces planètes, est d'assurer leur équilibre thermique par un mécanisme permettant d'éliminer dans l'espace l'excédent de chaleur produit dans leur intérieur.

    La Terre, un modèle ?

    La géologie terrestre s'est dotée, au cours de la seconde moitié du XXe siècle, d'une théorie globale, la tectonique des plaques, permettant de comprendre comment la planète Terre règle son équilibre thermique, et de rendre compte de la variété des processus géologiques majeurs à l'œuvre sur l'ensemble du globe.

    Il n'est peut-être pas inutile de faire une digression pour rappeler, dans les grandes lignes, en quoi consiste la tectonique des plaques.

    Le globe terrestre est froid et solide à sa périphérie, de plus en plus chaud vers le centre, où sa consistance devient progressivement pâteuse et liquide. La partie tout à fait externe du globe, appelée lithosphère, forme une enveloppe superficielle ou croûte rigide, une sorte de coquille, mais qui n'est pas d'un seul tenant : elle est morcelée en une douzaine de plaques ou tessons courbes contigus (fig. 2),

    Fig 2.

    Fig. 2 Fonctionnement de la planète Terre.

    La lithosphère terrestre est subdivisée en une mosaïque de plaques rigides et mobiles maintenues en mouvement les unes par rapport aux autres par des courants de convection sous-jacents, dans la partie supérieure du manteau. Sur ce schéma sont représentées les douze plaques principales. En fonction du sens des courants convoyeurs, le mouvement relatif de deux plaques contiguës peut être de trois types : divergent, convergent, coulissant. Dans le mouvement divergent, les deux plaques s'écartent l'une de l'autre le long des dorsales médio-océaniques, où les plaques s'accroissent par adjonction de matériaux nouveaux (traits parallèles sur le schéma). Lorsque deux plaques convergent (traits pleins bordés de petits triangles), l'affrontement se traduit par une modification des bords correspondants, soit par soulèvement (naissance d'une chaîne de montagnes), soit par destruction, la plaque la plus dense plongeant sous le bord de l'autre (subduction). Dans le mouvement coulissant, deux plaques glissent l'une le long de l'autre (exemple de la Faille de San Andreas en Californie).

    flottant comme des radeaux sur un substrat chaud et fluide (fig. 3).

    Fig. 3

    Coupe schématique montrant le principe de fonctionnement de la tectonique des plaques. Les courants de convection du manteau produits par la chaleur interne (essentiellement engendrée par les éléments radioactifs) imprime un mouvement aux plaques de la lithosphère. La montée de matériaux en fusion (magma) crée en permanence une nouvelle croûte océanique le long des dorsales, pendant que le bord opposé des plaques disparaît progressivement soit par la surrection de chaînes de montagnes (collision continentale, par exemple l'Himalaya), soit par plongement et résorption dans le manteau (subduction) accompagnés d'un volcanisme particulier (volcans des Andes).

    Les plaques, épaisses de 80 à 150 km, sont de taille inégale, pouvant atteindre des diamètres de plusieurs milliers de km. Supportées et maintenues en mouvement par des courants de convection de la partie supérieure du manteau, les plaques se déplacent les unes par rapport aux autres, tout en restant rigides, sauf sur les bords de proue et de poupe. Trois types de mouvement relatifs sont possibles : divergence (écartement), convergence (affrontement), coulissage (croisement). Les plaques ne sont pas immuables : le bord postérieur est constamment rajeuni par adjonction de matériaux nouveaux (basaltes) venus des profondeurs, à la frontière de deux plaques s'écartant l'une de l'autre, le long des dorsales médio-océaniques. La superficie des plaques devant rester constante, le bord antérieur, qui affronte une autre plaque, subit une destruction équivalente à l'accroissement du bord postérieur. Cette destruction en proue s'opère différemment selon la nature de la plaque affrontée. Car la partie supérieure de la lithosphère (la croûte) est formée soit de matériaux restés primitifs et lourds (basaltes des croûtes océaniques), soit de roches plus évoluées et plus légères (granites, plus riches en silice, des croûtes continentales). La rencontre de deux plaques océaniques oblige l'une à plonger sous l'autre (subduction) pour être résorbée et refondue dans la partie supérieure du manteau, le processus s'accompagnant en surface d'un volcanisme particulier (volcans des Andes, cf. partie gauche de la fig. 3). La rencontre de deux plaques à croûte continentale, de densité plus faible que celle du substrat, ne permet pas à l'une de plonger sous l'autre. L'affrontement se traduit par des plissements et le soulèvement de chaînes de montagnes, comme l'Himalaya (cf. partie droite de la fig. 3). Le mouvement des plaques est lent (quelques centimètres par an), mais continu et, à l'échelle géologique, les déplacements se chiffrent par milliers de kilomètres.

    La tectonique des plaques fournit une explication géologique globale de la Terre, rendant compte des grands phénomènes de l'évolution de notre globe : formation des océans, surrection des chaînes de montagnes, répartition du volcanisme et des tremblements de terre, dérive des continents. Elle explique aussi le mode de régulation thermique de la Terre : la dissipation de la chaleur interne accumulée en profondeur par les processus radioactifs s'effectue, pour l'essentiel, au niveau de la limite entre les plaques. Une partie beaucoup plus faible de l'élimination de cette chaleur intervient à l'aplomb de zones ponctuelles stables (points chauds, comme par exemple sous les Iles Hawaï et sous les volcans de l'Auvergne).

    Au cours de l'exploration intensive de la planète Vénus après les années 1960 qui avaient vu la confirmation de la tectonique des plaques sur Terre, la question se posait naturellement de savoir si un mécanisme similaire fonctionnait sur Vénus. A partir des grands traits offerts par la carte topographique réalisée par Pioneer Venus, en 1978, les planétologues se divisaient en deux camps : les uns pensaient reconnaître des signes permettant de conclure à une tectonique des plaques semblable à celle de la Terre. D'autres ne décelaient aucun indice de ce type et proposaient une théorie alternative : la planète Vénus maintiendrait son équilibre thermique grâce à une activité volcanique permanente répartie sur toute la surface. Les données dont on disposait ne permettaient de conclure ni dans un sens ni dans l'autre. Il fallait une carte beaucoup plus détaillée, que seule une nouvelle sonde pourrait fournir.

     

    Enfin Magellan vint

    C'était encore l'époque de la " Guerre froide ", où les budgets de la NASA et de la recherche spatiale en Union Soviétique étaient bien garnis, car à travers l'espace interposé, on pouvait jouer des muscles pour montrer de quoi on était capable! On allait voir ce qu'on allait voir, à tel point que la NASA avait formé un projet grandiose de sonde d'exploration de Vénus au joli nom français de VOIR (Venus Orbiting Imaging Radar). On a vu très vite ce qu'on allait voir après l'élection du Président Reagan : l'annulation pure et simple du budget de VOIR ! Les responsables de la NASA se sentaient anéantis. Se souvenant alors qu'il y avait dans leurs hangars des restes divers qui pourraient éventuellement être employés utilement, ils " bricolèrent " un nouvel engin qui fut baptisé Magellan et qui, réduction budgétaire après réduction budgétaire (chaque fois d'une centaine de millions de dollars !), fut lancé le 5 mai 1989, jour pour jour deux cents ans après l'ouverture des Etats Généraux à Versailles (Les Américains aiment bien la France, surtout celle d'il y a deux cents ans !).

    A tout point de vue, Magellan s'avéra être un engin merveilleux. Sa mission consistait à fournir une carte détaillée de la surface de Vénus. En orbite excentrique autour de la planète, les sondes radar de l'engin balayaient successivement des bandes semi-méridiennes larges de 25 km et longues de 18 000 km (familièrement appelées " nouilles ") qui, transmises vers la Terre et placées bout à bout ou plutôt côte à côte, révélèrent avec une très grande précision un monde nouveau et surprenant, à beaucoup d'égards bien différent de la Terre : des paysages essentiellement volcaniques, avec des coulées de lave énormes formant des " rivières " plus longues que le Nil, des champs de petits boucliers, des montagnes aux pentes infiniment plus raides que ce qu'on connaît sur terre, des formations totalement inconnues ailleurs, baptisées, à cause des images qu'elles peuvent évoquer, miches ou galettes (pancakes), couronnes (coronae), arachnoïdes, tiques. Parmi toutes ces formations, les unes familières, les autres tout à fait étranges, les spécialistes ne purent déceler aucun indice de tectonique globale ni de volcanisme actif. Le problème de l'évacuation de la chaleur interne de Vénus restait entier.

    Schéma topographique de la planète Vénus

    à partir des données radar fournies par la sonde Magellan au début des années 1990.

    Les bandes blanches rectangulaires subverticales correspondent à des lacunes d'enregistrement. Noter l'allure générale des grandes zones de plaines (en blanc et en pointillé), dessinant une vaste croix de saint André entre les régions plus élevées : plateaux de faible ou moyenne altitude (hachures obliques), hauts-plateaux ou " continents " (carroyage grossier) et massifs montagneux (carroyage serré). Le niveau de référence (l'équivalent du niveau de la mer des cartes terrestres) correspond au rayon moyen de la planète, soit 6 051 km. Les régions schématiquement représentées sur la carte sont, par ordre croissant des élévations :

    canyon (chiasma) dépression plaine (planitia)

    plateau (regio) " continent " (terra) montagnes (montes)

    Nomenclature des formations 

    A l'exception des termes Alpha et Beta, ainsi que du seul nom masculin du physicien Maxwell, introduits de plus longue date, toute la toponymie vénusienne récente est dédiée, comme il se doit, à des femmes célèbres, mythiques ou réelles, des pays et des civilisations du monde entier. C'est la commission de nomenclature de l'Union Astronomique Internationale qui propose, et l'Assemblée générale de cette même instance qui ratifie les noms des formations topographiques. En tout, 1067 noms ou prénoms de femmes sont inscrits sur la carte topographique détaillée de Vénus. Voici, à titre de récréation, quelques renseignements relatifs aux noms portés sur la carte ci-dessus. (On pourra comparer avec les noms qui figurent sur la carte en couverture du présent numéro de Capella) :

    Aino : héroïne de la mythologie finlandaise Aphrodite : nom grec de Vénus

    Artemis : déesse grecque de la chasse et de la Lune Atalanta : chasseresse grecque aux pommes d'or Atla : géante norvégienne, mère d'Heimdall Bell : géante de la mythologie anglaise

    Dali : déesse géorgienne de la chasse Devana : déesse tchèque de la chasse

    Diana : déesse romaine de la chasse et de la Lune Eistla : géante de la mythologie norvégienne

    Fortuna : déesse romaine de la chance Helen : beauté grecque, fauteuse de guerre

    Imdr : géante de la mythologie norvégienne Ishtar : nom de Vénus chez les Chaldéens

    Lada : déesse slave de l'amour Lakshmi : déesse indienne de l'amour

    Lavinia : épouse d'Enée, le fondateur de Rome Metis : géante de la mythologie grecque

    Navka : déesse-mère arabe Niobé : reine-mère malheureuse de Phrygie

    Phoebé : géante de la mythologie grecque Sedna : figure mythologique des Eskimos

    Tellus : géante de la mythologie grecque Tethus : déesse romaine de la Terre

    Ulfrun : géante de la mythologie norvégienne

     

    Un indice sérieux

    Cependant une observation particulière et surprenante devait fournir sinon la clé, du moins un indice sérieux pour percer le mystère. Comme tous les corps du système solaire, Vénus conserve des traces d'impacts météoritiques. Une première particularité des cratères d'impact vénusiens est leur taille relativement grande, ou plutôt l'absence de cratères de diamètre inférieur à 1,5 km. Elle s'explique aisément par l'obstacle à franchir que représente l'énorme atmosphère de la planète qui opère un filtrage sévère, éliminant tout le menu fretin des poids mouche, coq et plume dont elle fait un feu d'artifice. La véritable surprise vient de la répartition et du grand état de fraîcheur de ces cratères. Leur distribution géographique s'avère totalement uniforme. C'est un cas unique dans tout le système solaire. Il suffit de songer à la Lune, où les régions claires, saturées de cratères, contrastent de façon si spectaculaire avec les régions sombres (les " mers "), très pauvres en cratères. La densité des cratères d'impact est un moyen pour évaluer l'âge relatif des terrains : la surface d'une région riche en cratères a été exposée plus longtemps au bombardement météoritique et s'avère donc plus vieille qu'une région pauvre en cratères. Sur Terre, le plus grand nombre de cratères d'impact se trouve sur les vieux boucliers (Canada, Scandinavie) dont la surface n'a guère subi de modification depuis fort longtemps. Appliqué à Vénus, ce critère indique que toute la surface de la planète est de même âge. D'après leur nombre et leur état de fraîcheur, on l'estime à quelques centaines de millions d'années.

     

    Fig. 4 : Répartition des cratères d'impact sur Vénus. (D'après G. Schaber et al. 1992, in Cattermole & Moore 1996). - La distribution apparaît parfaitement uniforme, aucune région ne montrant une concentration plus importante qu'une autre. On peut en conclure que la totalité de la surface de Vénus, telle qu'elle se présente aujourd'hui, a sensiblement le même âge, comme si elle avait été formée en bloc, d'un seul coup.

    Comment expliquer cette situation ? C'est là qu'interviennent les spéculations et les polémiques entre spécialistes. Pour rendre compte de l'âge apparemment uniforme de toute la surface de Vénus, D. Turcotte émet l'hypothèse d'un renouvellement périodique brutal et en bloc de toute la surface de la planète. Ces bouleversements globaux alterneraient avec de longues périodes de calme, telle que Vénus nous en donnerait une à observer en ce moment.

    Cette hypothèse originale rencontra, parmi les géologues, un scepticisme général, car elle ravivait la vieille querelle entre, d'une part, les tenants d'une évolution géologique lente et graduelle et, de l'autre, les partisans de révolutions spasmodiques et catastrophiques. Dans le cas de Vénus, les deux thèses sont résumées par les schémas de la figure 5.

    Fig. 5 : Tectonique globale de Vénus. Deux théories proposées pour expliquer le fonctionnement géologique de Vénus, c'est-à-dire essentiellement le mécanisme assurant son équilibre thermique.

    a) : Théorie " actualiste " ou " uniformitariste " (s'opposant à toute idée de catastrophisme), défendue notamment par le Professeur Dan Mckenzie, de l'Université de Cambridge. La planète dissipe la chaleur accumulée en son sein de façon régulière, par un processus continu dont les modalités particulières restent à préciser, impliquant en tout cas une lithosphère relativement mince (une centaine de km au plus). -

    b - d) : Théorie " catastrophiste " proposée par le Professeur Don Turcotte (Cornell University). L'activité géologique de Vénus s'effectue par saccades, de très longues périodes de calme profond alternant avec des crises d'activité frénétique, véritables cataclysmes au cours desquels toute la lithosphère se fracture et s'effondre, entraînant une montée générale du magma qui renouvelle brutalement et dans son entier la surface de la planète. Les schémas b, c et d illustrent trois stades du processus ; b : période de long calme au cours de laquelle la lithosphère s'épaissit progressivement (jusqu'à plusieurs centaines de km) et empêche toute dissipation de chaleur vers l'extérieur ; c : effondrement brutal de l'ensemble de la lithosphère suivie d'une réjuvénation de la surface par montée globale de magma ; d : début de la période de calme suivante.

    Les détails topographiques seuls ne permettant pas de trancher entre ces théories opposées, il restait à mettre à contribution d'éventuelles données gravimétriques, relatives à la répartition des masses rocheuses dans le sous-sol, afin de pouvoir estimer en particulier l'épaisseur de la croûte, décisive en faveur de l'un ou de l'autre concept. Malheureusement, la sonde Magellan n'avait pas été conçue pour cette tâche particulière qu'elle n'était pas à même d'entreprendre sans subir au préalable une importante correction de trajectoire. Son orbite autour de la planète était beaucoup trop excentrée. Une manœuvre extrêmement risquée fut alors entreprise, et elle réussit pleinement. Utilisant la haute atmosphère de Vénus comme frein à chaque passage proximal, l'opération permit de transformer progressivement l'orbite primitive fortement elliptique en une trajectoire quasi circulaire, et la sonde était opérationnelle pour une tâche nouvelle dont elle s'acquitta bravement.

    Les données gravitationnelles transmises pour ainsi dire en prime ne permirent cependant pas de résoudre sans ambiguïté l'énigmatique mécanisme géophysique de Vénus. Comme cela se produit souvent, non seulement en politique, il est possible de faire dire aux chiffres une chose et son contraire. En l'occurrence, à partir des données recueillies, les uns conclurent à la présence d'une croûte mince, inférieure à 100 km, tandis que pour les autres elle devrait atteindre près de 300 km d'épaisseur.

    Il semblerait, aux dernières nouvelles, que les partisans d'une activité intermittente mais violente aient réussi à rallier à leur cause un certain nombre d'anciens adversaires...

    Une certitude s'impose, en revanche, sans la moindre ambiguïté. L'exploration scientifique de Vénus, qui aura connu une courte période d'effervescence sans pareille, semble à présent avoir entamé un très long sommeil à la Belle au bois dormant. Certes il reste, dans les archives, de nombreuses données brutes à exploiter, mais personne ne se fait la moindre illusion quant à l'éventualité d'une nouvelle sonde spécialement consacrée à Vénus, notre jumelle et voisine.

    Marcel WEYANT

    Principales sources consultées

    CATTERMOLE, P. – Venus. The geological story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994.

    CATTERMOLE, P. & MOORE, P. – Atlas of Venus. Cambridge University Press, 1997.

    GRINSPOON, D.H. – Venus revealed. A new look below the clouds of our mysterious twin planet. Addison-Wesley Publishing Company, Inc., 1997.

    FRANKEL, C. – Les volcans du système solaire. Armand Colin, 1993.

    LERNER, B. – Vénus. L'enfer sous un voile de nuages, le vrai visage de Vénus. (Film documentaire, diffusé en version allemande sur les chaînes BR et N3 de notre voisin d'outre-Rhin, captées via le satellite Astra).