De l’eau aurait coulé sur Vénus il y a moins d’un milliard d’années

Vénus, la planète la plus semblable à la Terre, possède une atmosphère très différente. Elle est composée à 96,5 % de dioxyde de carbone et à 3,5 % d’azote et sa pression au sol est de 90 bars, soit à peu près la pression qui règne à 1 000 mètres de profondeur dans les océans terrestres. Une couche de nuages située entre 48 et 58 km d’altitude comprenant des gouttelettes d’acide sulfurique cache totalement la surface de la planète, mais les ondes radar peuvent la traverser. Ainsi, des images ont été obtenus entre 1975 et 1977 grâce au radiotélescope d’Arecibo à Porto Rico, qui fonctionnait à une longueur d’onde de 70 cm.

De grandes plaines et des « continents »

La sonde Pioneer Venus 1 s’est mise en orbite autour de Vénus le 4 décembre 1978 et son altimètre a permis de connaître les grands traits de sa topographie avec une précision sur l’altitude de 200 m. Comme la planète tourne très lentement sur elle-même, elle est très peu aplatie aux pôles. L’altitude moyenne de la surface se trouve à 6051,4 km du centre. De grandes plaines appelées des planitia s’étendent à ce niveau. Elles occupent 80 % de la surface de Vénus et sont vraiment très planes, mais elles comprennent des ceintures de rides, de fractures et de rifts, ainsi qu’environ 200 dépressions circulaires appelées des coronae. On les a d’abord prises pour des cratères d’impact, mais ce sont plus certainement des structures d’origine volcanique. Elles peuvent avoir des centaines de kilomètres de diamètre, jusqu’à 2 600 km pour Artemis Corona dans l’hémisphère Sud. Les Soviétiques ont réussi à poser sept sondes sur Vénus. Sur chacun site d’atterrissage, le sol est basaltique, et il en est certainement de même sur toutes les plaines. Elles ont été entièrement recouvertes par des coulées de lave basaltique durant une époque d’intense volcanisme qui a « resurfacé » la planète. C’est le comptage des cratères d’impact qui a permis de savoir que sa surface est jeune : les plaines n’ont pas plus de 800 millions d’années. On a recensé un millier de cratères avec des diamètres allant de 2 à 280 km.

Topographie de Vénus d’après la sonde *Pioneer Venus 1*. Ishtar Terra apparaît tout au nord. Maxwell Montes est en rouge et en blanc. Aphrodite Terra est traversée par l’équateur.

Des « continents » s’élèvent à plus de 2 km d’altitude, dont Ishtar Terra à proximité du pôle Nord. C’est un plateau grand comme l’Australie surplombant nettement les plaines alentours. Du côté oriental, s’élève Maxwell Montes, jusqu’à 11,5 km au-dessus du niveau moyen. Elle est la plus haute formation rocheuse de Vénus. Du côté occidental, Lakshmi Planum domine les plaines de 3 à 4 km et sa surface est trois fois supérieure à celle du plateau tibétain. Un autre « continent » est Aphrodite Terra, traversé par l’équateur. Il est aussi vaste que l’Afrique.

Une plaine de basalte à 13°S et 310°E photographiée par la caméra I de Venera 14 le 5 mars 1982. Elle est recouverte de dalles et ne comporte ni galets ni cailloux. L’aspect anguleux des dalles et l’absence de dépôts granuleux indiquent que ce terrain n’a pas plus de 10 millions d’années.

Des terrains antérieurs aux effusions de lave : les tesserae

Les sondes soviétiques Venera 15 et 16 se sont mises en orbite autour de Vénus en octobre 1983, alors que Venus Pioneer 1 s’y trouvait toujours. Elles étaient équipées de radars à synthèse d’ouverture (Synthetic Aperture Radar en anglais), qui leur ont permis de cartographier une partie de l’hémisphère Nord avec une résolution de 1 à 2 km. Elles ont révélé l’existence de terrains appelés des tesserae (tessera au singulier), qui occupent environ 8 % de la surface de Vénus. La sonde Magellan, qui a orbité autour de la planète de 1990 à 1994, disposait du même instrument, mais avec une résolution 10 fois supérieure, atteignant 75 mètres. Grâce à elle, on sait que les tesserae sont des terrains déformés par une activité tectonique. Ils ont à la fois des structures de compression et d’extension. Des plis et des sillons entrecroisés leur donnent leur aspect « en tuile ». Elles se situent au-dessus des plaines, mais elles sont certainement plus âgées : des coulées de lave les ont encerclées et partiellement recouvertes. De l’avis général, ce sont des affleurements de croûte vénusienne antérieure au resurfaçage. C’est grâce à leur surrection que les flots de lave ne les ont pas entièrement recouvertes.

Alpha Region vue par *Magellan*. Les terrains apparaissent plus clairs et plus accidentés que les plaines alentours.

La plus grande tessera constitue la partie orientale d’Ishtar Terra, à l’est de Maxwell Montes. Elle a été baptisée Fortuna Tessera. Elle a un diamètre de 2 800 km et s’élève jusqu’à 5 ou 6 km d’altitude, mais sa surface est irrégulière. Les plus petites tessarae ont plusieurs centaines de kilomètres de long. Alpha Regio est une tessera de l’hémisphère Sud découverte dès 1964 grâce l’observation par radar à partir de la Terre. La sonde Venus Express de l’ESA a observé la planète de 2005 à 2014. Grâce au spectromètre VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer), elle a mesuré l’émissivité de tout l’hémisphère Sud à la longueur d’onde d’un micromètre et a trouvé que celle d’Alpha Regio est plus basse que celle des plaines environnantes, supposées basaltiques. C’est un nombre compris entre 0 et 1 qui donne la capacité d’émission d’un matériau. La faible émissivité des roches d’Alpha Regio, à peu près égale à 0,4, indique probablement qu’elles sont pauvres en ions ferreux, ce qui peut s’expliquer par le fait que ce sont des granitoïdes. Dans ce cas, cela implique que ces roches sont antérieures au basalte environnant.

On peut également supposer que ces roches sont des carbonates, des sulfates ou des phyllosilicates (comme les argiles) ou leur produit de déshydratation, donc des roches sédimentaires, on encore des anorthosites, qui des roches plutoniques constituant les « continents » lunaires. Une faible émissivité peut aussi s’expliquer par le fait que les grains composant la roche sont grossiers. Mais toutes ces explications impliquent que Vénus produisait autrefois des roches qui ne peuvent plus se former dans les conditions actuelles. Cette observation a été présentée et interprétée par Martha Gilmore et ses collaborateurs en 2017.

Les tesserae ont été érodées par des cours d’eau

En septembre 2020, elle a publié un article coécrit avec Paul Byrne, Richard Gale, Sara Khawja, Richard Ernst et d’autres chercheurs, où elle explique des structures géologiques présentes dans les tesserae par une analogie terrestre : les trapps de Sibérie, qui sont d’épais empilements de coulées de lave, et les Monts Sulaiman au Pakistan occidental, composés de sédiments. Il fallait que ces tesserae soient formées de couches de lave ou de sédiments. Une compression leur a donné l’aspect d’une tôle ondulée, puis l’érosion a fait apparaître la succession des couches en aplanissant le terrain. Il reste à savoir quel processus est en mesure de provoquer une érosion mécanique sur Vénus. Peut-être le vent, qui agit comme de l’eau grâce à sa densité élevée. Si les auteurs ont vu juste, ces terrains ne peuvent pas être des plutons de granitoïdes ou d’anorthosite, mais ils ne sont pas non plus des couches de basalte semblables à celles des plaines. Il est tentant de les considérer comme des roches sédimentaires.

Salus Tessera (4,4°S; 48,2°E) vue par la sonde Magellan. La bande blanche indique l’absence de données. Dans la figure a, les terrains surélevés de la *tessera* sont clairs et les coulées de lave sont sombres. Représentée en rouge en b, c et d, la lave occupe une dépression d’une centaine de mètres. Dans les trois interprétations proposées, la *tessera* est stratifiée. T = *tessera*, L = coulée de lave basaltique plus jeune. Selon Sara Khawja et al., 2020.

En novembre 2020, les auteurs précédemment cités, sauf Martha Gilmore, ont présenté des traces d’érosion fluviatile dans les tesserae. Des cours y auraient coulé, alors qu’ils étaient déjà affectés par des plis et des failles, et creusé des chenaux. Des ramifications sont observées et correspondent à celles des cours d’eau terrestres : en treillis, radiaux, parallèles, rectangulaires et peut-être dendritiques. Sur Terre, il existe six types de ramification. Le drainage des cours d’eau terrestres est contrôlé par leur pente et par la nature des roches, En règle générale, les configurations radiales, parallèles et dendritiques se forment sur des pentes reposant sur un matériau homogène, bien que les configurations parallèles puissent également refléter des séquences de couches très inclinées avec une alternance de lits résistants et faibles. Les motifs en treillis et rectangulaires peuvent être causés par des strates sédimentaires inclinées de résistance inégale à l’érosion, par des coulées volcaniques inclinées avec une érosion différentielle entre les parties supérieure et inférieure de la coulée ou par des motifs de fractures orthogonales préexistantes. Des motifs radiaux se développent sur des dômes ou des bassins topographiques composés d’un matériaux homogène.

Les auteurs reconnaissent que leurs interprétations sont délicates, parce que la résolution du radar à synthèse d’ouverture de Magellan est insuffisante, mais il est significatif que quatre ou cinq motifs aient pu être reconnus. L’idée que des cours d’eau aient existé sur Vénus à une époque reculée n’est pas nouvelle. Des structures appelées des canali ressemblent à des chenaux de rivières. L’une d’elles, Baltis Vallis, mesure près de 6 000 km de long et sa similitude avec les chenaux terrestres montre qu’un fluide de faible viscosité y a coulé avec une action érosive. Néanmoins, ce n’était probablement pas de l’eau, mais sans doute de la carbonatite, un « magma » à base de carbonates – et non de silicates comme les magmas basaltiques.

Vénus n’a pas toujours été un enfer

Tout le problème est que la température au sol, partout sur la planète, est de 462 °C, si bien que l’eau ne pas exister à l’état liquide. De toute façon, elle est quasiment absente de la surface de Vénus. Dans l’atmosphère, il n’y a que 20 ppm (parties par million) de vapeur d’eau, de quoi faire une couche liquide de 3 à 4 cm à la surface. Sa température très élevée au sol ne s’explique pas par la proximité de Vénus avec le Soleil. Elle est en moyenne à 108,5 millions de kilomètres du Soleil, alors que la Terre en est à 149,6 millions de kilomètres. Elle reçoit certes plus d’énergie, mais son épaisse couche de nuages en renvoie 75 % dans l’espace, alors que ce chiffre est de 30 % pour la Terre. Cela explique qu’elle apparaisse comme une étoile très brillante. On dit que son albédo est de 0,75. En conséquence de son pouvoir réfléchissant, la température d’équilibre de sa surface devrait être de – 47 °C. Les 509 °C excédentaires s’expliquent par l’effet de serre radiatif, dû au dioxyde de carbone mais également aux nuages. C’est lui qui maintient la température au sol à 462 °C, d’une manière uniforme. À cause de cette uniformité, les vents sont faibles à la base de l’atmosphère. Ils ne soufflent qu’à quelques kilomètres par heure, mais avec la densité de l’atmosphère, c’est suffisant pour que des matériaux meubles soient déplacés.

Évolution de la température de surface de Vénus d’après Michael Way et Anthony Del Genio. Après le refroidissement de l’océan de magma, la planète a connu une période froide. Son atmosphère a d’abord été dominée par le dioxyde de carbone, puis par l’azote, comme celle de la Terre. La température de surface a pu descendre jusqu’à 20 °C. Il y a moins d’un milliard d’années, la planète a été noyée sous des flots de lave (LIP = grande province magmatique).

Michael Way et Anthony Del Genio du Goddard Institute for Space Studies ont démontré grâce à des modélisations que Vénus a pu conserver des océans et une atmosphère tempérée si elle était composée principalement d’azote avec une pression d’un bar, pendant trois milliards d’années, malgré sa proximité avec le Soleil. Leurs travaux ont été publiés le 8 avril 2020 dans la revue JGR Planets, mais ils ont été présentés dès le 20 septembre 2019 dans un communiqué de presse de l’Europlanet Society. Ce sont les éruptions volcaniques du resurfaçage qui ont émis d’énormes quantités de dioxyde de carbone dans l’atmosphère et transformé Vénus en un enfer. L’évènement a duré peut-être 10 millions d’années. Il y a toujours du volcanisme sur Vénus, mais il s’est calmé. Tous ses océans ont été vaporisés, puis la vapeur d’eau a été dissociée par le rayonnement solaire en hydrogène, qui s’est échappé dans l’espace, et en oxygène, qui a oxydé le basalte recouvrant la planète. Il a fallu au moins 10 km d’épaisseur de lave pour faire disparaître les cratères d’impact antérieurs au resurfaçage. L’oxydation de 50 km de basalte a été suffisante pour assimiler l’oxygène, s’il y en avait autant que dans les océans terrestres.

Il faut avoir à l’esprit que le Soleil était de 27 % moins lumineux il y a 4 milliards d’années que maintenant. L’irradiance solaire sur Vénus était donc d’environ 2 050 W/m², à comparer avec les 1 368 W/m² que la Terre reçoit actuellement. En supposant que Vénus était un corps noir, c’est-à-dire qu’elle absorbait tout le rayonnement, elle avait une température d’équilibre de 35 °C compatible avec la présence d’eau liquide. Les scientifiques admettent volontiers qu’il en existait à cette époque. Le rapport deutérium/hydrogène mesuré dans une gouttelette d’acide sulfurique de Vénus est de 150 ± 30 fois supérieur à celui de l’atmosphère terrestre. Cela prouve que de la vapeur d’eau a été photodissociée et que son hydrogène s’est échappé. Il devait exister au moins l’équivalent de 4 à 5 mètres d’eau liquide sur la planète. Néanmoins, la plupart des scientifiques pensent qu’elle a perdu son eau de manière progressive, et non de manière catastrophique à la suite du resurfaçage. Une troisième possibilité est que la photodissociation de la vapeur d’eau s’est produite dès le début de l’histoire de Vénus, quand elle était encore recouverte d’un océan de magma, et donc qu’elle n’a jamais eu d’eau liquide.

La découverte d’érosion fluviatile sur les tesserae fait pencher la balance en faveur de l’existence d’eau liquide jusqu’à une époque « récente ». Cependant, l’érosion ou d’autres processus ont pu effacer des cratères d’impact et faire paraître ces régions plus jeunes qu’elles ne le sont. Pour en savoir plus, il faudrait obtenir des images des tesserae avec une meilleure résolution et connaître leur composition. Elles ont beaucoup à nous apprendre sur l’histoire de Vénus.

Voir Les climats de la Terre durant l’Hadéen et l’Archéen

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Martha Gilmore et al., Venus Surface Composition Constrained by Observation and Experiment, Space Science Reviews 212,1511–1540, 2017.

Paul K. Byrne et al., Venus tesserae feature layered, folded, and eroded rocks, Geology 49, September 4, 2020.

Sara Khawja et al,. Tesserae on Venus may preserve evidence of fluvial erosion, Nature Communications, 13 November 2020.

Michael J. Way & Anthony D. Del Genio, Venusian Habitable Climate Scenarios: Modeling Venus through time and applications to slowly rotating Venus-Like Exoplanets. JGR Planets, 8 April 2020.