Venere - Venus news

Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole, con un'orbita della durata di 224,7 giorni terrestri. Il suo simbolo astronomico è la rappresentazione stilizzata della mano della Dea Venere che sorregge uno specchio.

È l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, con l'eccezione della Luna, raggiungendo una magnitudine apparente di -4.6. Venere raggiunge la sua massima brillantezza poco prima dell'alba o poco dopo il tramonto e per questa ragione è spesso chiamata la "Stella del Mattino" o la "Stella della Sera". Venere è il pianeta più caldo del sistema solare e non è dotato di satelliti o anelli e ha un campo magnetico debole.

Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il "pianeta gemello" della Terra, poiché i 2 mondi sono molto simili per quanto riguarda criteri quali dimensioni e massa.

❖ Osservazione di Venere

Molto tempo prima dell'arrivo delle sonde sovietiche sul suolo di Venere, erano già state acquisite le prove che il pianeta disponeva di un'atmosfera:

Anzitutto, prima e dopo la congiunzione inferiore, il pianeta presenta una "falce" con le estremità molto angolate rispetto al normale angolo teorico di 180º (osservabile, ad esempio, nella Luna). Questa è la prova dell'esistenza di un'atmosfera, dal momento che il prolungamento delle punte della falce è dovuto alla riflessione della luce solare anche nell'emisfero non esposto al Sole, in virtù di un fenomeno di diffusione, o crepuscolo provocato dall'atmosfera.
Quando Venere occulta una stella, l'occultamento non è istantaneo ma progressivo; cioè, quando il disco del pianeta inizia a sovrapporsi a quello della stella, la luce della stella è ancora parzialmente visibile. Ciò si verifica perché la luce è in grado di penetrare parzialmente l'atmosfera. Analogamente, quando la stella ricompare, la luminosità non riappare improvvisamente ( cosa che si verifica invece nel caso dell'occultamento di una stella da parte della Luna ) ma in modo continuo.

Ma fu durante il transito del 1761 che l'astronomo russo Mikhail Lomonosov poté effettuare la prima osservazione diretta dell'atmosfera di Venere.

Al telescopio infatti, il pianeta, visto davanti al Sole, mostrava un margine non netto ma sfumato, cioè, appariva circondato come da un alone: la prova palese dell'esistenza di un'atmosfera.

❖ Osservazione dalla Terra

Poiché il pianeta si trova vicino al Sole, può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle vicinanze del Sole stesso: durante il giorno la luminosità solare lo rende difficilmente visibile; è invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero), sull'orizzonte a ovest, oppure poco prima dell'alba (Lucifero) verso est, compatibilmente con la sua posizione.
Ha l'aspetto di una stella lucentissima, di colore giallo-biancastro.
Le orbite del pianeta sono interne rispetto a quelle della Terra, quindi, lo vedremo muoversi alternativamente a est e a ovest del Sole. La sua elongazione (la distanza angolare tra un pianeta e il Sole) può variare tra un valore massimo a ovest e un valore massimo a est. Periodicamente passa davanti o dietro al Sole, entrando quindi in "congiunzione": quando il passaggio avviene dietro, si ha una congiunzione superiore, (visibile prima dell'alba), quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore, (visibile dopo il tramonto).

A parte il Sole e la Luna, Venere è l'unico corpo celeste che, sia pur eccezionalmente è visibile a occhio nudo anche di giorno, a condizione che la sua elongazione dalla stella sia massima e che il cielo sia particolarmente terso.

❖ Parametri orbitali

L'orbita di Venere è quasi circolare e le variazioni della sua elongazione massima sono dovute più alla variazione della distanza tra Terra e Sole che alla forma dell'orbita di Venere.
Queste misurano sempre un angolo compreso tra 45º e 47º, dando al pianeta una visibilità più prolungata prima del sorgere del Sole o dopo il tramonto.

Quando l'elongazione è massima, Venere può restare visibile per diverse ore.
L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere.

Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tramonto nel periodo dell'equinozio di primavera, oppure, prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno.

È importante anche l'angolo formato dalla sua orbita e l'eclittica: infatti Venere può avvicinarsi alla Terra fino a 40 milioni di chilometri e raggiungere un'inclinazione di circa 8º sull'eclittica, avendo un forte effetto sulla sua visibilità.
La rotazione di Venere è retrograda e molto lenta: un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. A causa della rotazione retrograda, il moto apparente del Sole è opposto a quello terrestre; quindi, chi si trovasse su Venere, vedrebbe l'alba a ovest e il tramonto a est. Siccome il pianeta impiega 225 giorni terresti per compiere un'intera rivoluzione attorno al Sole, su Venere il giorno è più lungo dell'anno.

Tuttavia, tra un'alba e l'altra trascorrono soltanto 117 giorni terrestri, perché, mentre il pianeta ruota su se stesso in senso retrogrado, esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione; ne deriva, che lo stesso punto della superficie si viene a trovare nella stessa posizione rispetto al Sole ogni 117 giorni terrestri.

❖ Atmosfera di Venere

L'atmosfera di Venere è molto diversa da quella della Terra; essa è estremamente spessa e consiste soprattutto di anidride carbonica e una piccola percentuale di azoto.

La massa atmosferica è circa 93 volte quella dell'atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla superficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra, una pressione equivalente a quella presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre.

La densità sulla superficie è di circa 5,25 g/cm³ (5 volte quella dell'acqua).

L'enorme atmosfera ricca di CO2, insieme alle nubi di diossido di zolfo, genera il più forte effetto serra del sistema solare, creando una temperatura sulla superficie di oltre 460 °C.

Questo rende la superficie di Venere più calda di quella di Mercurio (e di qualunque altro pianeta del sistema solare), anche se Venere è due volte più lontana dal Sole di Mercurio e riceve solo il 25% dell'irradiazione di Mercurio. A causa dell'assenza di acqua su Venere, non vi è umidità relativa sulla superficie.
Gli studi hanno suggerito che, miliardi di anni fa, l'atmosfera di Venere fosse molto più simile a quella terrestre di quanto non lo sia ora e che vi fossero distese d'acqua probabilmente abbondanti sulla superficie; ma l'effetto serra fu moltiplicato dall'evaporazione dell'acqua originale, che generò un livello critico di gas serra nell'atmosfera.

❖ Tempo atmosferico di Venere

Venere è un mondo con una situazione climatica estrema e invariante.

L'inerzia termica e lo spostamento del calore da parte dei venti nella parte più bassa dell'atmosfera fanno sì che la temperatura della superficie di Venere non cambi significativamente tra giorno e notte, nonostante la rotazione estremamente lunga del pianeta: quindi la superficie di Venere è isotermica, cioè mantiene una temperatura costante tra il giorno e la notte e tra l'equatore e i poli.
La modesta inclinazione assiale del pianeta, meno di 3 gradi (in confronto ai 23,5º dell'asse terrestre) contribuisce a diminuire ulteriormente i cambiamenti stagionali delle temperature.
L'unica variazione apprezzabile si ha con l'aumento dell'altitudine: nel 1990 la Sonda Magellano, effettuando riprese radar, rilevò una sostanza molto riflettente che si trovava sulla cima dei picchi montuosi più alti, simile nell'aspetto alla neve che si trova sulle montagne della Terra; questa sostanza potrebbe formarsi in un processo simile a quello che causa la neve sulla Terra, sebbene la sua temperatura sia molto più alta.

Essendo troppo volatile per condensare sulla superficie, si eleva in forma gassosa verso cime più alte e più fredde, su cui cade poi come precipitazione.

La natura di questa sostanza non è conosciuta con certezza, ma alcune speculazioni propongono che si possa trattare di tellurio elementare o persino di solfuro di piombo (galena). Il tellurio è un metallo raro sulla Terra, ma potrebbe essere abbondante su Venere.

Anche secondo lo studioso delle atmosfere Dave Greenspun, il tellurio potrebbe assumere, sui picchi montuosi di Venere, dove la temperatura è più bassa rispetto alle altre zone della superficie, la forma di una specie di neve metallica.
I venti sulla superficie sono lenti, con una velocità di pochi chilometri all'ora, ma a causa dell'alta densità dell'atmosfera, essi spirano con una notevole forza e trasportano polvere e pietre. Basterebbe solo questo a rappresentare un ostacolo al movimento di un uomo sulla superficie, anche se il calore e la pressione non fossero un problema.

Nello strato più alto delle nubi, invece, i venti soffiano con grande intensità, fino a 300 km/h e sferzano l'intero pianeta con un periodo di 4-5 giorni.

Le nubi di Venere sono soggette a frequenti scariche elettriche (fulmini) e anzi, la loro composizione ne favorisce la formazione più frequentemente di quelle sulla Terra.

L'esistenza di fulmini è stata controversa fin da quando le sonde sovietiche Venera avevano osservato scariche elettriche nella parte bassa dell'atmosfera, che si succedevano con cadenze che sembravano decine o centinaia di volte più frequenti dei lampi sulla Terra.

Gli scienziati sovietici chiamarono questo fenomeno "il drago elettrico di Venere".

In seguito, nel 2006 - 2007, la sonda Venus Express osservò chiaramente un'onda elettromagnetica di elettroni: era la prova che un fulmine si era appena scaricato.

La sua apparenza intermittente indicava una traccia associata con attività climatica.

Il tasso di fulmini è secondo le stime più prudenti, la metà di quello sulla Terra.
Le nuvole riflettono circa il 60% della luce solare nello spazio e impediscono l'osservazione diretta della superficie di Venere nello spettro visibile.

A causa dello strato di nubi, nonostante Venere sia più vicina al Sole di quanto lo sia la Terra, la superficie venusiana non ne è altrettanto riscaldata o illuminata.

A mezzogiorno la luminosità di superficie corrisponde, grosso modo, a quella osservabile sulla Terra in una giornata molto nuvolosa. Le nubi coprono l'intero pianeta e sono quindi più simili a una spessa coltre di nebbia che alle nuvole terrestri.

Per questo motivo, un ipotetico osservatore che si trovasse sulla superficie, non sarebbe mai in grado di vedere direttamente il Sole, ma potrebbe soltanto intravederne la luminosità. In assenza dell'effetto serra causato dall'anidride carbonica dell'atmosfera, la temperatura sulla superficie di Venere sarebbe abbastanza simile a quella terrestre.

❖ Caratteristiche di Venere

Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare, il che significa, che, come la Terra è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra, ed è spesso descritta come il suo "gemello", inoltre, Venere sta subendo la stessa evoluzione che ha avuto la Terra nella sua formazione. Il diametro di Venere è inferiore a quello terrestre di soli 650 km e la sua massa è l'81,5% di quella terrestre.

A causa di questa differenza di massa, sulla superficie di Venere l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,88 volte quella terrestre. A titolo di esempio, si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Venere facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre, registrerebbe un valore pari a circa 61,6 kg. Tuttavia, a dispetto di queste somiglianze, le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri, a causa della spessa atmosfera di biossido di carbonio.

La massa dell'atmosfera di Venere, infatti è costituita per il 96,5% da biossido di carbonio, mentre il restante 3,5% è composto soprattutto da azoto.
In effetti, Venere ha l'atmosfera più densa tra tutti i pianeti terrestri; la notevole percentuale di biossido di carbonio è dovuta al fatto che Venere non ha un ciclo del carbonio per incorporare nuovamente questo elemento nelle rocce e nelle strutture di superficie, né una vita organica che lo possa assorbire in biomassa.

È proprio il biossido di carbonio ad aver generato un potentissimo effetto serra a causa del quale il pianeta è divenuto così caldo che si ritiene che gli antichi oceani di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie desertica con molte formazioni rocciose.

Il vapore acqueo si è poi dissociato a causa dell'alta temperatura e l'idrogeno è stato diffuso nello spazio interplanetario dal vento solare.
La pressione atmosferica sulla superficie del pianeta è pari a 92 volte quella della Terra, ed è data, appunto, per la maggior parte dal biossido di carbonio e da altri gas serra.

Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole composte da acido solforico, altamente riflettenti, che, insieme alle nubi dello strato inferiore, impediscono alla sua superficie di essere visibile dallo spazio; questa impenetrabilità ha originato molteplici discussioni, perdurate fino a quando i segreti del suolo di Venere furono rivelati dalla planetologia nel ventesimo secolo.

❖ Superficie di Venere

La superficie di Venere è stata mappata nel dettaglio solo nel corso degli ultimi 20 anni; il progetto Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti: un numero sorprendentemente basso se confrontato a quello della Terra.
Circa l'80% della superficie di Venere è formata da lisce pianure vulcaniche. Il resto è costituito da due altipiani definiti continenti, uno nell'emisfero nord del pianeta e l'altro appena a sud dell'equatore.

Il continente più a nord è chiamato Ishtar Terra, da Ishtar, la Dea babilonese dell'amore e ha circa le dimensioni dell'Australia. I Monti Maxwell, il più alto massiccio montuoso su Venere, si trovano su Ishtar Terra. Nel punto più alto i monti raggiungono gli 11 km al di sopra dell'altezza media della superficie del pianeta.
Il continente a sud è chiamato Aphrodite Terra, dalla Dea Greca dell'amore e ha circa le dimensioni del Sud America. La maggior parte di questo continente è ricoperta da un intrico di fratture e di faglie.

Oltre a crateri da impatto, montagne e valli, comuni ai pianeti rocciosi, Venere è caratterizzata da alcune strutture di superficie assolutamente peculiari.

Fra queste vi sono: strutture vulcaniche chiamate farra, larghe da 20 a 50 km e alte da 100 a 1000 m; fratture radiali, a forma di stella chiamate novae; strutture con fratture sia radiali sia concentriche chiamate aracnoidi per la loro somiglianza con le tele di ragno; e infine le coronae, anelli circolari di fratture a volte circondate da una depressione.

Tutte queste strutture hanno un'origine vulcanica.

In effetti, la superficie di Venere appare geologicamente molto giovane, i fenomeni vulcanici sono molto estesi e lo zolfo nell'atmosfera dimostrerebbe, secondo alcuni esperti, l'esistenza di fenomeni vulcanici attivi ancora oggi. Tuttavia, questo solleverebbe un enigma: l'assenza di tracce del passaggio di lava che accompagni una caldera tra quelle visibili.

Quasi tutte le strutture di superficie di Venere prendono il nome da figure femminili storiche e mitologiche. Le uniche eccezioni sono rappresentate dai Monti Maxwell, il cui nome deriva da James Clerk Maxwell e da 2 regioni chiamate Alpha Regio e Beta Regio.

Queste 3 eccezioni si verificarono prima che il corrente sistema fosse adottato dall'Unione Astronomica Internazionale, l'ente che controlla la nomenclatura dei pianeti.

❖ Struttura interna di Venere

Anche se vi sono poche informazioni dirette sulla sua struttura interna, le somiglianze in termini di dimensioni e di densità tra Venere e la Terra suggeriscono che i 2 pianeti possano avere una struttura interna simile: un nucleo, un mantello e una crosta.

Come quello della Terra, il nucleo venusiano è almeno parzialmente liquido.

Le dimensioni leggermente inferiori di Venere suggeriscono che le pressioni siano più basse nella parte interna rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i 2 pianeti è l'assenza di placche tettoniche su Venere, dovute probabilmente alla superficie asciutta.

Questo determina una minore dispersione di calore dal pianeta, impedendogli di raffreddarsi e dando una plausibile spiegazione alla mancanza di un campo magnetico generato internamente. Si ritiene che Venere sia soggetta a periodici episodi di movimenti tettonici, dove la crosta sarebbe subdotta rapidamente nel corso di pochi milioni di anni, con intervalli di alcune centinaia di milioni di anni di relativa stabilità.

Questo contrasta fortemente con la condizione più o meno stabile di subduzione e di deriva continentale che si verifica sulla Terra; tuttavia, la differenza è spiegabile con l'assenza su Venere di oceani, che agirebbero come lubrificanti nella subduzione.

Le rocce superficiali di Venere avrebbero meno di mezzo miliardo di anni poiché l'analisi dei crateri di impatto suggerisce che le dinamiche di superficie avrebbero modificato la superficie stessa (eliminando gli antichi crateri) negli ultimi miliardi di anni.

❖ Satelliti di Venere

Venere non ha satelliti naturali, sebbene l'asteroide 2002 VE68 attualmente mantenga una relazione quasi orbitale col pianeta e una ricerca del 2006 di Alex Alemi e David Stevenson del California Institute of Technology, sui modelli del Sistema Solare primordiale, faccia ipotizzare che Venere avesse inizialmente almeno una luna, creata da un gigantesco evento da impatto, come similmente si ipotizza per la formazione della luna terrestre.

Questo satellite si sarebbe inizialmente allontanato per via delle interazioni mareali, allo stesso modo della Luna, ma un secondo gigantesco impatto avrebbe rallentato, se non invertito la rotazione di Venere, portando la luna venusiana a riavvicinarsi e infine collidere col pianeta. Una spiegazione alternativa alla mancanza di satelliti è costituita dai forti effetti mareali del Sole, che potrebbe destabilizzare grossi satelliti che orbitino attorno i pianeti terrestri interni.