L’hypothèse d’un volcanisme actif renforcée

Une surface jeune

La question de la présence d’un volcanisme actif sur Vénus est ancienne et est encore débattue en 2025 au sein de la communauté des planétologues. Les observations des sondes Magellan et Venus Express rapportent une surface jeune, donc renouvelée par des matériaux volcaniques. Cependant la surface de Vénus ne présente aucun signe de tectonique des plaques. Son atmosphère épaisse ne permet pas d’expliquer un resurfaçage par l’impact de météorites. Par conséquent, il faut pouvoir expliquer la jeunesse de cette surface autrement.

Plusieurs hypothèses vraisemblables sont explorées : un resurfaçage global, ou bien des resurfaçages régionaux récents voire actuels.

Pour tenter de répondre à cette problématique, l’équipe de J. Tian et al. (2023) : The tectonics and volcanism of Venus: New modes facilitated by realistic crustal rheology and intrusive magmatism, a utilisé un modèle 2D de convection du manteau de Vénus. D’après leur travail, il semble que l’explication est une combinaison d’événements de resurfaçages globaux et régionaux. Et pour la partie globale, deux hypothèses sont proposées : une rupture cyclique de la croûte, ou bien une remontée de matière plus chaude du manteau inférieur vers le manteau supérieur provoquant une flambée d’éruptions volcaniques.

Des points chauds à la surface de Vénus

De nombreuses études rapportent des détections de points chauds à la surface de Vénus avec la caméra VMC et le spectro-imageur VIRTIS pouvant être liés à des points chauds dans le manteau supérieur. Par exemple on trouve un point chaud dans Themis Regio avec VIRTIS, d’après E. R. Stofan et al. (2016) : Themis Regio, Venus: Evidence for recent (?) volcanism from VIRTIS data, ou encore un point chaud transitoire dans la très jeune région Ganiki Chasma avec VMC d’après E. V. Shalygin et al. (2015) : Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone.

L’étude de S. E. Smrekar et al. (2010) : Recent Hot-Spot Volcanism on Venus from VIRTIS Emissivity Data, montre que neuf points chauds détectés avec VIRTIS sont analogues au point chaud de Hawaï sur Terre. Ces détections de hautes émissivités thermiques associées à des détections d’anomalies gravitationnelles, suggèrent la présence de plumes dans le manteau et des éruptions récentes, ayant eu lieu il y a moins de 2,5 millions d’années voire moins de 250 000 ans. On parle donc ici d’un resurfaçage récent à l’échelle géologique.

L’émissivité thermique des matériaux de la surface est abaissée par une altération de ces matériaux par des réactions chimiques avec l’atmosphère de Vénus. Pour connaître la véritable émissivité thermique de ces matériaux, il faut pouvoir retirer ce biais de mesure. L’équipe de J. Filiberto et al. (2020) : Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine, a fait une experience de mesure d’émissivité thermique en laboratoire avec de l’olivine et des conditions analogues à l’atmosphère vénusienne et a pu corriger ce biais. Les résultats indiquent une haute émisssivité thermique pour les laves solidifiées de Vénus, tellement haute qu’un âge de quelques années est cette fois estimé, prouvant que du volcanisme est actif actuellement sur Vénus.

Variation de la quantité de dioxyde de souffre dans l’atmosphère

Une augmentation puis une diminution de la concentration de dioxyde de souffre SO2 a été observée par Venus Express, ce qui pourrait être expliqué par une activité volcanique ou bien des variations dans la circulation des espèces moléculaires dans l’atmosphère de Vénus. C’est ce que montre l’étude de E. Marcq et al. (2012) : Variations of sulfur dioxide at the cloud top of Venus’s dynamic atmosphere.

Pour en savoir plus : 

• The tectonics and volcanism of Venus: New modes facilitated by realistic crustal rheology and intrusive magmatism, J. Tian et al., Icarus, 2023.
• Themis Regio, Venus: Evidence for recent (?) volcanism from VIRTIS data, E. R. Stofan et al., Icarus, 2016.
• Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone, d’après E. V. Shalygin et al., Geophysical Research Letters, 2015.
• Recent Hot-Spot Volcanism on Venus from VIRTIS Emissivity Data, S. E. Smrekar et al., Science, 2010.
• Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine, J. Filiberto et al., Science, 2020.
• Variations of sulfur dioxide at the cloud top of Venus’s dynamic atmosphere, E. Marcq et al., Nature, 2012.
• Kernel density analysis of volcanoes on Venus at varying spatial scales, M. Hahn et al., 53rd Lunar and Planetary Science Conference, 2022 (PDF).

Découvertes sur la composition de l’atmosphère

Découverte de couches d’ozone

Une couche d’ozone a été détectée sur Vénus par l’instrument SPICAV de Venus Express. Elle se situe à 100 km d’altitude et est sujette comme sur Terre à un cycle de destruction impliquant le chlore. C’est ce que montre l’étude de F. Montmessin et al. (2011) : A layer of ozone detected in the nightside upper atmosphere of Venus. Cette couche est sporadique et se forme du côté nuit de Vénus. Une autre étude a découvert une seconde couche d’ozone, à 70 km d’altitude, au niveau des plus hauts nuages de l’atmosphère de Vénus, mais présente seulement au-dessus de 50° de latitude Nord et Sud : E. Marcq et al. (2019) : Discovery of cloud top ozone on Venus.

La perte d’eau de Vénus

Les données de Venus Express ont permis de mieux comprendre les processus à l’origine de la perte d’eau de son atmosphère, comme l’explique la publication de A. Mahieux et al. (2024) : Unexpected increase of the deuterium to hydrogen ratio in the Venus mesosphere.

Une couche très froide à 125 km d’altitude

Avec l’instrument SOIR à bord de Venus Express, une couche très froide a été découverte dans l’atmosphère de Vénus à 125 km d’altitude, à toutes les latitudes, ce qui est plus froid que n’importe quelle couche de l’atmosphère terrestre. Il y règne une température de -173°C (100 K). Des nuages de dioxyde de carbone gelé s’y forment. Cette découverte est décrite dans l’étude de A. Mathieux et al. (2012) : Densities and temperatures in the Venus mesosphere and lower thermosphere retrieved from SOIR on board Venus Express: Carbon dioxide measurements at the Venus terminator.

Pour en savoir plus : 

• A layer of ozone detected in the nightside upper atmosphere of Venus, F. Montmessin et al., Icarus, 2011.
• Discovery of cloud top ozone on Venus, E. Marcq et al., Icarus, 2019.
• Unexpected increase of the deuterium to hydrogen ratio in the Venus mesosphere, A. Mahieux et al., Proceedings of the National Academy of Sciences, 2024.
• Densities and temperatures in the Venus mesosphere and lower thermosphere retrieved from SOIR on board Venus Express: Carbon dioxide measurements at the Venus terminator, A. Mathieux et al., Journal of Geophysical Research, 2012.

Détermination de la vitesse de rotation de la planète et de son atmosphère

Ralentissement de la rotation de Vénus

Avec l’instrument VIRTIS, il a été montré que la vitesse de rotation de Vénus était en train de diminuer. La durée du jour vénusien mesurée par Venus Express est plus longue de 6,5 minutes que celle mesurée par Magellan 16 ans plus tôt. Ce résultat est décrit dans l’étude N. T. Mueller et al. (2012) : Rotation period of Venus estimated from Venus Express VIRTIS images and Magellan altimetry.

Accélération de la super-rotation de l’atmosphère de Vénus

Bien que la planète Vénus tourne sur elle-même en 243 jours (jour sidéral), son atmosphère, elle, est en régime de super-rotation. C’est-à-dire qu’elle a une rotation plus rapide que la planète, d’une durée de 4 jours seulement. Autrement dit, les vents soufflent en altitude 50 fois plus vite que la rotation de la planète.

L’équipe de I. V. Katuntsev et al. (2013) : Cloud level winds from the Venus Express Monitoring Camera imaging, a détecté avec la caméra VMC de la sonde Venus Express une augmentation régulière de la vitesse des vents zonaux (le vent soufflant plus ou moins dans une direction parallèle aux lignes de latitudes) aux basses latitudes entre 2006 et 2012, de 85 m/s à 110 m/s.

Un vortex polaire changeant constamment

Les observations de Venus Express avec l’instrument VIRTIS montrent un vortex polaire sud plus complexe que prévu, avec une variation de morphologie changeant sur une échelle de temps de 24 h. L’étude de D. Luz et al. (2011) : Venus’s Southern Polar Vortex Reveals Precessing Circulation, rend compte de cette découverte.

Pour en savoir plus :

• Rotation period of Venus estimated from Venus Express VIRTIS images and Magellan altimetry, N. T. Mueller et al., Icarus, 2012.
• Cloud level winds from the Venus Express Monitoring Camera imaging, I. V. Katuntsev et al., Icarus, 2013.
• Venus’s Southern Polar Vortex Reveals Precessing Circulation, D. Luz et al., Science, 2011.

Découverte d’une reconnexion dans la magnétoqueue de Vénus

Bien que Vénus ne produise pas de champ magnétique interne, provoquant ainsi une érosion de son atmosphère, les particules chargées du vent solaire, en rasant l’atmosphère de Vénus, interagissent avec l’ionosphère et créent un champ magnétique induit, qui s’étend du côté nuit de la planète en une magnétoqueue.

L’orbite quasi-polaire de Venus Express a permis de détecter une reconnexion du champ magnétique dans cette magnétoqueue, avec le magnétomètre et le détecteur de particules de basses énergies embarqués sur la sonde. Cette reconnexion se situe à 9000 km d’altitude environ. Cette découverte est décrite dans l’étude de T. L. Zhang et al. (2012) : Magnetic Reconnection in the Near Venusian Magnetotail.

Pour en savoir plus :

Magnetic Reconnection in the Near Venusian Magnetotail, T. L. Zhang et al., Science, 2012.