Du volcanisme actif, ou très récent, sur Vénus ?

Vénus est un « musée » des formes volcaniques. Cela va des coulées de lave de plusieurs centaines de kilomètres de long aux dômes de lave visqueuses, en passant par les caldeiras, les sillons flexueux, les cônes pyroclastiques et les volcans boucliers. Nous vous présentons 13 images. Ce sont toutes des images « radar », toutes fournies par la mission Nasa Magellan. Sur ces images radar, clair signifie « renvoie bien le rayonnement radar », et sombre signifie « renvoie peu le rayonnement radar ». Ce qui renvoie bien le radar, c'est soit une pente orientée vers la sonde, soit une surface très rugueuse. Ce qui renvoie mal le radar, c'est soit une pente orienté à l'opposé de la sonde, soit une surface lisse. Interpréter une image radar n'est donc pas évident. Comme les sondes russes Venera qui se sont posées sur Vénus dans les années 1970 ont trouvé un sol de couleur orange, il est de tradition de coloriser en orange ces images radar.

Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look

Figure 1. Le volcan Sapas Mons, prototype du volcan bouclier sur Vénus

Le volcan Sapas Mons (+8° lat., 188° long.) : environ 300 km de diamètre pour 1500 m de haut. À gauche, l'image noir et blanc ; à droite l'image colorisée en orange.

Sur les images radar, les coulées de laves paraissent claires, car elles ont en général une morphologie très accidentée et très rugueuse.

Le radar donnant aussi le relief, on peut « superposer » l'image radar sur un Modèle Numérique de Terrain (MNT) et reconstituer de magnifiques vues en « perspective », en général au relief très exagéré.

Source - © 1996 NASA/JPL

Figure 2. Le volcan Sapas Mons, sur Vénus, vu en relief

Le relief est exagéré environ 10 fois.

Au fond, le volcan Maat Mons.

De la figure 3 à la 13, nous vous montrons 11 images de volcans ou de figures volcaniques, pour illustrer l'extraordinaire variété des morphologies vénériennes. À droite de chaque image sont indiquées les cordonnées approximatives du centre de l'image (de +90° à –90° lat., de 0° à 360° long. Est). À gauche est indiquée l'échelle approximative. Toutes les images proviennent du site de l'USGS, Map-a-Planet, dans la partie d'exploration de Vénus (images SAR, Left-Look) qui donne la totalité des images couvrant Vénus à la meilleure résolution possible.

Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 3. Gigantesques coulées de lave dans Alta Regio, Vénus De telles longueurs de coulées indiquent qu'il s'agit de laves extrêmement fluides.	Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 4. Coulées de laves très fluides franchissant une chaîne de montagne par un « col », Vénus
Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 5. Sillons flexueux (sinuous rilles) à la surface de Vénus Les coulées de laves fluides, que ce soit sur Mars, sur la Lune, ou sur Terre, sont souvent parcourues de sillons flexueux. On en trouve de gigantesques sur Vénus. Ces sillons flexueux sont souvent dues à l'effondrement de tunnels de lave. Sur Vénus, une autre origine est proposée pour certains d'entre eux. Ces sillons flexueux seraient dus à l'érosion du substratum basaltique par des coulées de lave de très haute température : une coulée de lave à une température > 1500°C (de nature komatiitique par exemple) éroderait un subtratum basaltique (T de fusion = 1100°C), comme des ruisseaux d'eau chaude creuseraient des vallées en coulant sur de la glace.	Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 6. Associations de sillons flexueux (sinuous rilles) et de cratères volcaniques, Vénus Ces associations vénériennes peuvent rappeler des spermatozoïdes.
Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 7. Coulées de laves peu fluides, s'étalant peu, Vénus Ces laves moins fluides (légèrement plus différenciées ?) que celles des figures 3 et 4, s'étalent beaucoup moins et sur des distances beaucoup plus faibles.	Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 8. Dômes volcaniques sur Vénus, très vraisemblablement dus à l'émission d'une lave très visqueuse La lave pourrait être très visqueuse car plus différenciée.
Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 9. Volcan de morphologie très énigmatique dans Eistla Regio, Vénus	Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 10. Petit cône « strombolien » isolé sur Vénus Une traînée claire (= rugueuse) accompagne le cône au NE. Il s'agit vraisemblablement d'un dépôt de cendres, l'éruption ayant eu lieu un jour où le vent venait du SO. La persistance de la rugosité due à des retombées de cendres suggère un âge très récent.
Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 11. Ensemble de dizaines de « cônes stromboliens » et de coulées de laves sur Vénus	Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 12. Exemple typique d'une caldeira sur Vénus
Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 13. Volcan de type « anémone » sur Vénus Volcan dit de type « anémone » car faisant penser à une anémone de mer. Il s'agit d'une caldeira avec deux belles lèvres et une fente centrale surmontée d'une petite cavité. L'ensemble émet force coulées à droite comme à gauche. Cette anémone de mer peut aussi faire penser à une « structure » plus en rapport avec Vénus, déesse de l'amour chez les Romains.

L'origine de ce volcanisme n'est certainement pas simple, puisqu'il y a une très grande variété de laves et de dynamismes éruptifs, comme sur Terre (et contrairement à la Lune ou à Mars). Sur Terre, 90% du volcanisme est dû à trois causes possibles : (1) rift ou dorsale, (2) subduction (et collision), (3) point chaud. Si, pour simplifier, on pense que sur Vénus l'origine du volcanisme est à chercher dans l'une de ces trois causes, on privilégie les points chauds. En effet, si certaines provinces magmatiques de Vénus ont les caractéristiques morphologiques, topographiques et gravimétriques des points chauds terrestres, aucune n'a les caractéristiques de dorsales ou de subductions classiques.

Le 8 avril, les sites de la NASA et de l'ESA reprennent une nouvelle publiée dans Science annonçant : "For the first time, scientists have detected clear signs of recent lava flows on the surface of Venus" (pour la première fois, des scientifiques ont détecté des manifestations claires de coulées de laves récentes à la surface de Vénus).

Qu'a découvert exactement cette équipe internationale dirigée par Suzanne E. Smrekar ? Cette équipe a travaillé avec les données de l'instrument VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) embarqué sur la sonde ESA Venus Express. La température de la surface de Vénus est très élevée (> 450°C), et émet donc fortement dans le proche infra-rouge. L'atmosphère de Vénus, très dense (pression au sol de 90 atmosphères) et composée principalement de CO₂, est très opaque aux infra-rouges. Elle n'est cependant pas totalement opaque, et il existe quelques « fenêtres » très étroites qui laissent passer des infra-rouges. VIRTIS « regarde » par ces fenêtres, en particulier celle de 1,02 μm de longueur d'onde.

VIRTIS a particulièrement étudié les régions ressemblant le plus aux hotspots terrestres (que ce soit du point de vue morphologique, topographique ou gravimétrique), et ayant le volcanismes « morphologiquement » le plus frais. L'équipe VIRTIS a particulièrement étudié les régions Imdr, Themis et Dione . C'est sur le volcan Idunn Mons (–46° lat., 214.5° long.) dans la région Imdr qu'une « anomalie » infra-rouge a été découverte dans la fenêtre de 1,02µm. Expliquer une telle anomalie n'est pas chose facile. Ce qui fait varier au premier ordre l'émission d'IR d'une surface, c'est sa température. Or il fait plus froid en altitude, au sommet, qu'à la base d'un volcan. Des corrections ont donc été faites pour éliminer cet effet de l'altitude. Après la température, c'est l'état de la surface qui fait le plus varier l'émissivité IR. Les roches de type basalte, les roches non altérées avec des minéraux intacts (tels l'olivine et le pyroxène) émettent plus d'IR que les roches altérées, toutes choses égales par ailleurs. Les anomalies positives d'émissions IR (une fois faites les corrections d'altitudes) seraient donc dues (1) soit à des régions plus chaudes, (2) soit à des laves moins altérées qu'aux environs. C'est cette deuxième alternative que privilégient Smrekar et son équipe. En faisant des hypothèses « raisonnables » sur la vitesse d'altération des silicates dans les conditions de Vénus (pression, température, chimie de l'atmosphère…), Smrekar et al. proposent que les coulées au sommet du volcan Idunn Mons aient un âge inférieur à 2,5 Ma, ce qui signifie un âge « géologiquement » actuel. Un âge plus "probable" est même avancé : environ 250 ka voire moins. C'est la première donnée « claire et convaincante » montrant que Vénus est, comme la Terre, une planète encore active. Affaire à suivre.

Source - © 1996 USGS, Map-a-Planet : explore Venus, Magellan SAR, Left-Look Figure 14. Vue « Magellan » verticale du volcan Idunn Mons (au centre de l'image), région Imdr, Vénus

Source - © 1996 NASA/JPL-Caltech/ESA Figure 15. Le volcan Idunn Mons dans la région Imdr, Vénus : vue 3D et vue colorisée selon l'émissivité IR En haut, vue Magellan 3D du volcan Idunn Mons : relief exagéré 30 fois. En bas, même image « colorisée » en fonction de l'émissivité Infra-Rouge. Les zones rouges-orangées correspondent aux zones les moins altérées (et/ou les plus chaudes), c'est-à-dire les plus jeunes, avec un âge < 2,5 Ma. Les zones bleues et vertes correspondent à des régions plus anciennes, plus altérées (et/ou moins chaudes). Ce volcan a un diamètre d'environ 200 km pour une altitude de 2500 m au-dessus de la plaine environnante.

Source - © 2013 ESA/AOES, graphique tiré de E. Marcq et al., 2013, Nature Geoscience Figure 16. Variation de la teneur atmosphérique en SO2 au sommet des nuages de Vénus On observe une baisse de SO2 au début des années 1980, un possible pic vers 1992 et un autre, plus important, vers 2008. Ces mesures montre une variabilité importante de l'atmosphère vénérienne. Ces injections de dioxyde de soufre dans la haute atmosphère de Vénus pourraient correspondre à une activité périodique de panaches volcaniques. Une autre hypothèse est l'existence d'oscillations de longue période de l'activité générale de l'atmosphère. (Ajouté le 29 mars 2013)