Sous les nuages de Vénus (II)
Dans le numéro précédent, nous avons vu l'image générale de la surface de Vénus réalisée par les astronomes. Les principaux outils et techniques utilisés pour la collecte de données sont décrits ci-dessous. Nous mentionnerons également les structures les plus intéressantes et singulières qui ont été trouvées tout au long de l'étude et qui sont restées hors de la perspective générale.
Bien sûr, l'espace Magellan est doté de deux radars. Un altimétrique et un autre à ouverture synthétique (Syntetic Antenna Radar, en anglais). Le premier produit des impulsions et mesure le temps jusqu'à ce qu'il reçoive son écho, mesurant ainsi la distance jusqu'à la surface qu'il a en dessous. Parallèlement, la télémétrie de l'espace limite son orbite par rapport au centre de masse de la planète. Si nous résistons à la distance à ce dernier point la hauteur mesurée par le radar, nous calculerons le rayon de la planète sur la verticale du point d'observation.
Le radar à ouverture synthétique mesure deux grandeurs pour identifier les variations superficielles de la planète. D'une part, il existe un glissement de doppler qui affecte la fréquence d'émission du radar par la vitesse par rapport à la planète de l'espace. L'analyse de cette donnée nous fournit la position de l'objet à l'étude le long de la direction du mouvement du satellite. D'autre part, si nous mesurons le temps que prend l'écho pour revenir au radar, nous pouvons obtenir une deuxième coordonnée. Le radar le considère comme un ensemble d'objets que nous aimerions analyser la surface. Cette série de données nous permet de construire une image bidimensionnelle de la surface. La figure représente graphiquement ce qui est exposé. Comme on le voit, l'espace cartographie une liste dans chaque tournée. En combinant les données collectées par les deux radars, vous pouvez obtenir des images tridimensionnelles de la surface de la planète.
Toutes ces données mettront en évidence les changements possibles dans un lieu (s'ils étaient supérieurs à la résolution du radar) dans la deuxième cartographie du lieu. Cependant, les chercheurs du projet Magellan ont développé une technique spéciale pour détecter des niveaux de quelques centimètres, appelée interférométrie en trois étapes. Avec un peu de chance, il serait également observé en cas de fuite de lave et serait la preuve directe de l'activité géologique de Vénus.
Le dernier détail sera donné pour finaliser les explications sur la procédure d'analyse avec radars. Dans les images obtenues par radars, les différences de luminosité dépendent de la pente et de la rugosité de la surface. Les plaines apparaissent plus sombres que les zones abruptes. D'autre part, si le trottoir est lisse à la longueur d'onde du radar, dans les figures apparaît plus sombre sur l'échelle jusqu'à un demi-mètre que si rugueux. Cette différence est due au fait que l'émission de radar diffère en fonction de la surface. Il semble donc que la dispersion des rayons émis par le radar dépend plus des particularités géométriques de la surface que de la variabilité de la réflexion.
Cette dernière ampleur est due à la différence diélectrique entre l'atmosphère et la surface et varie en fonction de la composition des roches. Il délimite le pourcentage de foudre qui viendra du radar. Pour étudier la composition des roches, Magellane reçoit également sa propre émission de radio. Dans certaines régions, des problèmes ont déjà été soulevés. Par exemple, l'émission autour des Maxwell n'est pas facile. Selon les caractéristiques électriques d'une région locale, les petites fractions d'un minéral conducteur doivent être dispersées. Les sulfures de fer sont les mieux adaptés aux observations, mais des études plus approfondies indiquent que leur durée serait très réduite en raison de la corrosion de l'atmosphère de Vénus. Les oxydes de fer et de magnétite pourraient également être acceptés, mais il est difficile d'expliquer leur apparition.
Une des références les plus importantes pour analyser les surfaces planétaires sont les cratères locaux, car entre autres, on peut calculer l'âge de la surface. Dans le cas de Vénus, cependant, ils sont moins utiles. D'une part, parce qu'ils sont insuffisants. En extrapolant les données de la première cartographie on calcule environ 1.000 cratères de largeur supérieure à quelques kilomètres (quantité non comparable à celle existante sur Mars ou la Lune).
D'autre part, parce que l'érosion sur Vénus est beaucoup plus douce que sur d'autres planètes. Cette dernière affirmation peut être surprenante avec l'atmosphère de Vénus, mais ce n'est pas le cas. Les principaux agents de l'érosion sont l'eau et le vent sur Terre et les micrométéorites sur la Lune et Mercure. Sur Vénus, nous n'avons pas d'eau, les vents sont faibles et les micrométéorites sont détruits dès qu'ils entrent dans l'atmosphère. C'est pourquoi les cratères ont un aspect nouveau et ne peuvent pas être datés en fonction du niveau de dégénérescence.
Cependant, le vent mérite une mention spéciale. On croit que les vents forts dans les hautes couches de l'atmosphère provoquent des vents superficiels. Sa vitesse ne passe pas par quelques kilomètres à l'heure, mais en raison de la densité de l'atmosphère, son influence est similaire à celle du vent sur Terre 20 ou 25 km/h et est, comme on le croit, responsable de certains transports de matériaux. Les images obtenues dans une région proche du cratère Aglaonice sont très similaires à celles des dunes terrestres examinées par radar. Par analogie, dans cette région nous aurions une zone dunaire, bien sûr la zone dunaire créée par le vent. Sur un autre volcan apparaissent des zones lumineuses sur les pentes du même côté des volcans. On croit que les tourbillons de vent ont traîné le matériel projeté précédemment par les volcans, laissant en vue la couche inférieure.
L'atmosphère, d'un autre point de vue, a une influence très importante sur la formation des cratères résultant des impacts des météorites. Sauf sur Vénus, il a donné lieu à une série de structures inédites, comme les espaces circulaires sombres trouvés dans de nombreuses régions. L'obscurité indique que ces zones sont lisses à l'échelle centimétrique. Cette particularité est due à la destruction provoquée par une onde de choc provoquée par une météorite malgré sa dissolution dans l'atmosphère et son arrivée au sol. Par conséquent, les météorites ont besoin d'une taille et d'une durée minimale pour atteindre le cratère. Ainsi, les plus petits cratères trouvés ont environ trois kilomètres de diamètre. De plus, de nombreux cratères apparaissent autour d'eux, entourés des sombres régions mentionnées ci-dessus. L'onde de choc serait aussi dans ce cas la cause de ces espaces singuliers.
Lorsque les cratères sont plus grands (environ 15 km de diamètre), ils présentent différents niveaux et accumulations de déchets ou sont associés en groupes. Selon les scientifiques, ces structures ont été formées parce que la météorite a été brisée un peu avant l'impact.
En général, les cratères n'ont pas de rayons de matière comme ceux de la Lune, car la densité atmosphérique l'empêche. D'autres fois la tache du choc a la forme du papillon. Dans ces cas, on considère que la météorite est venue sur un parcours transversal au lieu de tomber perpendiculairement à la surface. Le sillage de la météorite empêcherait la matière de se développer dans la direction de son parcours.
Il existe d'autres structures plus inexplicables. Aux latitudes inférieures à 30º, autour de l'équateur se trouvent des cratères. Chacune d'elles se trouve au centre d'une parabole obscure, toutes parallèles et ouvertes vers l'ouest. Les branches ont entre 500 et 1000 km de longueur. Ils ont essayé de faire différentes explications. Un, le plus crédible, propose le vent comme créateur des paraboles. En raison de la fragilité du vent à proximité de la surface, on estime qu'en raison de la collision les déchets ont atteint une hauteur d'environ 50 km. Les vents locaux soufflent avec force et direction ouest formant des paraboles.
Sur Vénus, il y a peu de grands cratères. Il n'est pas surprenant que sa surface est relativement nouvelle et que les grandes météorites sont actuellement rares. Étant donné que nous parlons avec des données de 90% de la surface, le plus grand cratère est le Mead, avec un diamètre de 275 km. Il a deux anneaux, étant l'original probablement intérieur. L'intérieur est altéré par le vulcanisme après la collision et n'a pas de pics au centre comme si le cratère était un impact sur d'autres planètes. L'espace entre les deux anneaux semble être le coulé plus tard.
Il y a plus de structures spéciales (dont certaines générées par la lave), mais le deuxième cycle de cartographie vient de s'achever et des données de 90% de la surface ont été recueillies. Par conséquent, nous devrons bientôt parler de Vénus et alors nous pourrons donner plus d'explications.
ÉPHÉMÉRIDES SOLEIL: Le 21 juin le Soleil entre en Cancer à 3h 14min (UT). L'été commence.
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