VENERE Caratteristiche generali Visto da Terra, Venere è l`oggetto

VENERE
Caratteristiche generali
Visto da Terra, Venere è l'oggetto più brillante del cielo
dopo il Sole e la Luna.
Dante così lo descrive: "lo bel pianeta che ad amar
conforta, faceva tutto ridere l'oriente" (Purgatorio, Canto
I). Il suo splendore, oltre che alla sua vicinanza alla
Terra e al Sole, è dovuto al
più alto potere riflettente
fra i pianeti del sistema solare (albedo di 0.76).
Venere è priva di satelliti e, praticamente, di campo magnetico. Venere
e la Terra hanno raggi e masse simili, infatti quelle di Venere sono
rispettivamente 0.949 e 0.815 quelli terrestri. La densità è di 5.24
g/cm3; anche la struttura interna è analoga a quella terrestre, infatti è
costituita da un nucleo di ferro e nichel che si estende per circa 3000
km e contiene il 30% della massa totale del pianeta, da un mantello
formato da silicati che si estende per altri 3000 km e da una crosta
spessa circa 20 km.
Una possibile spiegazione della differenza nel magnetismo
dei due pianeti è la bassa velocità di rotazione di Venere con
un periodo di 243 giorni, forse dovuta all'impatto di un
planetesimo che può anche aver invertito il senso della
rotazione.
La lentissima rotazione può essere insufficiente a produrre
nel suo nucleo il moto di cariche necessario a generare un
campo magnetico, nonostante si supponga che il nucleo di ferro sia liquido.
La lentezza della rotazione spiega anche l'assenza di schiacciamento ai poli.
I Moti
La distanza media del pianeta dal Sole è di 0.723332 AU, pari a 108.21 milioni di km. Essendo uno
dei due pianeti inferiori, presenta evidentissimo il fenomeno delle fasi, scoperte da Galileo nel
1610, che è stato un importante sostegno per la teoria eliocentrica.. Le fasi sono più facilmente
osservabili nelle sere in cui il pianeta si sta avvicinando alla congiunzione inferiore, quando appare
come una falce sottile. A differenza della Luna il diametro angolare di Venere è notevolmente
variabile: da 10" in vicinanza della congiunzione superiore, fino a 64"
nella congiunzione inferiore.
La sua massima elongazione è di 46.3° e in una fase prossima a questa
(all'elongazione di 39.7°) il pianeta raggiunge il suo massimo
splendore che è di magnitudine -4.8. L'orbita di Venere, quasi circolare
(e=0.007), è percorsa nel periodo di rivoluzione (Pri) di 224.7 giorni
terrestri; essa è caratterizzata dalla più alta inclinazione dell'orbita
sull'eclittica (3°.39471) dopo quella di Mercurio. I transiti di Venere sul disco solare sono eventi
piuttosto rari; essi si ripetono secondo la sequenza di 8, 105.5, 8, 121.5, 8, 105.5 anni. L'ultimo si è
verificato nel giugno 2004 ed il prossimo sarà nel giugno 2012. I passaggi di Venere sul disco
solare hanno contribuito all'indagine della sua atmosfera, che appare come un anello brillante
intorno alla macchia nera del pianeta.
Essendo l'equatore inclinato sul piano dell'orbita di 2.6°, mancano le
stagioni. Il moto di rotazione attorno al suo asse è retrogrado con un
giorno siderale (gsi) di 243.0 giorni terrestri, pari a 2/3 del periodo
di rivoluzione della Terra; è probabile che questa frazione semplice
sia dovuta ad un fenomeno di risonanza. Poiché i moti di rotazione e
di rivoluzione hanno direzione opposta, il giorno solare venusiano
(gso) è più corto di gsi. Dalla formula: 1/gso=1/gsi+1/Pri si deduce
che il giorno venusiano ha una durata di 116.8 giorni terrestri.
La congiunzione inferiore di Venere col Sole vista dalla Terra
avviene ogni 584 giorni terrestri (periodo sinodico) pari a 5 giorni
venusiani; pertanto Venere, in congiunzione inferiore, volge sempre
la stessa faccia alla Terra.
Atmosfera
Moltissime informazioni sull'atmosfera di Venere ci sono
giunte da numerose sonde inviate tra il 1961 e il 1976, il
gas predominante è la CO2 (96.5%), che nell'atmosfera
terrestre è molto scarsa perché è precipitata sotto forma di
carbonati nei fondali degli oceani, con una reazione di
scambio con il quarzo. È anche presente N2 (3.5%) ed in
piccole quantità H2, SO2, He, Ar, CO, H2O, Ne.
Nell'ottobre 2007, dai dati pervenuti dalla sonda Venus
Express, si è dedotto che uno degli atomi di ossigeno della
CO2 è l'isotopo O18; l'abbondanza della CO2 e la presenza
dell'isotopo O18 accomuna l'atmosfera di Venere a quella
di Marte. Si può notare che non solo l'acqua è assente al
suolo, ma anche l'atmosfera è estremamente secca.
Si pensa che nel primo miliardo di anni dalla sua
formazione, Venere fosse ricco di acqua al suolo e
nell'atmosfera. Oggi, invece, la quantità residua di acqua
che si trova tutta nell'atmosfera è quasi nulla. Questa
mancanza di acqua potrebbe essere causata dal Sole, in
quanto esso avrebbe dissociato le molecole di H2O sotto
forma di vapore acqueo in idrogeno, disperso nello spazio, ed ossigeno, che avrebbe ossidato i
metalli in superficie. Successivamente il vento solare avrebbe spazzato via dal pianeta queste
molecole, causando la perdita di gas ionizzato, in quanto su Venere non esiste un campo magnetico
globale protettivo, come sulla Terra; inoltre l'effetto serra era presumibilmente molto inferiore ad
oggi.
La Venus Express ha anche dimostrato l'esistenza dei lampi, i quali contribuiscono all'equilibrio
chimico dell'atmosfera. Infatti sono in grado di spezzare le molecole dei gas nelle loro componenti.
L'atmosfera di Venere molto densa può essere suddivisa nei seguenti strati: troposfera, mesosfera,
termosfera, esosfera, molto diversi fra loro; la velocità dei venti varia da 360 km/h nell'esosfera a 2
km/h al suolo. Anche la temperatura e la pressione subiscono notevoli variazioni: alla sommità delle
nubi più alte, ad una quota di 80 chilometri, la temperatura si aggira sui -50° C e la pressione è
appena 5 millesimi di atmosfera. Andando a quote più basse esse aumentano rapidamente, tanto che
al suolo raggiungono rispettivamente 460° C e 90 atmosfere. L'altissima temperatura alla superficie
è causata dall'effetto serra: i responsabili di quest'effetto sono l'acido solforico e il suo prodotto di
dissociazione SO2 assieme alla CO2 e H2O, presenti nelle fitte nubi a quote superiori a 31 km. Le
regioni superiori dell'atmosfera sono caratterizzate da tre strati distinti di nubi, la cui velocità di
rotazione aumenta con la quota. A causa dell'alta velocità dei venti si verifica il fenomeno della
"superrotazione" dell'atmosfera, cioè le nubi impiegano solo 4 giorni per compiere un giro completo
del pianeta. La più incredibile delle strutture atmosferiche osservate dalla Venus Express è il vortice
a "doppio occhio", individuato in prossimità del Polo Sud del pianeta. La sua formazione è dovuta
probabilmente ai forti venti e al naturale movimento convettivo dell'atmosfera. Le nubi più alte
sono relativamente trasparenti per la radiazione solare e opache per l'infrarosso. I raggi solari che
giungono al suolo sono solo il 2% di quelli incidenti, mentre il 22% viene assorbito dall'atmosfera
che si riscalda e non riesce a reirradiare il calore verso lo spazio sotto forma di raggi infrarossi,
perché questi sono bloccati dai gas per effetto serra.
Dato l'alto albedo alla superficie di Venere si dovrebbe avere una temperatura efficace di -44 °C,
per cui l'entità dell'effetto serra è di ben 500 °C.
Le informazioni sulla temperatura sono state ottenute grazie alle "finestre spettrali infrarosse"
presenti nell'atmosfera di Venere, che permettono alla radiazione termica di specifiche lunghezze
d'onda di fuoriuscire dall'atmosfera.
L. Esposito dell'Università del Colorado, usando l'Hubble Space
Telescope, ha studiato in luce ultravioletta le nubi venusiane di
acido solforico con due scopi ben precisi: valutarne i movimenti
a livello globale e controllare la concentrazione di SO2. Egli ha
scoperto che fra il 1980 e il 1995 tale concentrazione è
diminuita di un fattore 4. Tra le 1500 formazioni vulcaniche di
Venere, identificate dalla sonda Magellano il Maat Mons è il più
probabile responsabile della gigantesca eruzione, che avrebbe
causato il brusco aumento di SO2 nell'atmosfera del pianeta nel
1980, fenomeno analogo all'eruzione del vulcano terrestre,
Krakatoa nel 1883.
Superficie
A causa della spessa coltre di nubi che avvolge Venere non è possibile
analizzare la superficie direttamente da Terra. Tuttavia, tramite
osservazioni radar da sonde spaziali, si è potuta fare una mappa
dettagliata della superficie, soprattutto grazie alla sonda Magellano
lanciata il 4 maggio 1989, che ha fornito splendide immagini con un potere
risolutivo di poche decine di metri.
Preso come riferimento il valore medio del raggio planetario di 6051.84 km, si sono evidenziate le
caratteristiche morfologiche del pianeta.
Sulla superficie Venusiana è possibile distinguere tre diverse aree geologiche: le terre basse (30%),
le pianure ondulate (65%) e le terre alte (5%). Queste ultime occupano due regioni con dimensioni
tipiche di un continente terrestre (Aphrodite Terrae e Ishtar Terrae) in quest'ultima si trovano i
Monti Maxwell, alti 10.7 km.
Venere è un mondo privo di mari, dove le pianure, tormentate da fratture, crateri e canali, occupano
la maggior parte della superficie. Il massimo dislivello esistente su Venere è di 15 Km fra il culmine
dei Monti Maxwell e il fondo della Diana Chasma.
Su Venere non esiste la tettonica delle placche, se non come
fenomeno strettamente locale, infatti la sua superficie è rimasta
geologicamente tranquilla nelle ultime centinaia di milioni di
anni. A prova di ciò è possibile notare che le strutture
vulcaniche non sono allineate lungo catene come sulla Terra,
ma sono distribuite in modo abbastanza uniforme. L'alta
temperatura superficiale rende plastica la litosfera e le tensioni
nella crosta non si accumulano, impedendo la formazione di
grandi placche.
Aspetti caratteristici del suolo venusiano sono le strutture
vulcaniche, che possono essere distinte in due categorie:
vulcani grandi e vulcani intermedi. I primi si possono classificare a loro volta in tre specie: le
calderae, che mancano di edificio vulcanico, le coronae, caratterizzate
da un perimetro circolare e gli aracnoidi, strutture rotondeggianti ricche
di solchi circolari e disposti a raggiera. Tra i vulcani intermedi, invece,
abbiamo gli anemoni, caratterizzati da colate laviche simmetriche
attorno alla caldera, i pancakes, caratterizzati da lava vischiosa, e le
zecche. Tra le altre strutture peculiari ci sono le novae, caratterizzate da
una serie di fessurazioni a stella e i canali, lasciati dalla lava sulla
superficie, lunghi centinaia di km. Una caratteristica interessante del
suolo citereo è il diverso grado di intensità del segnale radar riflesso:
nelle immagini appaiono più chiare le zone corrugate e più scure le zone
lisce.
Tuttavia ad una quota superiore a 4 km la riflettività delle rocce
è molto superiore a quella attesa in relazione alla rugosità del
terreno. Questo fenomeno può essere spiegato mediante due
teorie. Secondo la prima l'alta riflettività sarebbe dovuta alla
presenza della pirrotite, un solfuro di ferro che deriva da
processi chimici di trasformazione del magma vulcanico,
possibili solo alla temperatura e alle condizioni ambientali
esistenti su Venere al di sopra di 4 km di altezza. La seconda
ipotesi, partendo dal fatto che anche i terreni non vulcanici
mostrano questa riflettività, sostiene che essa sia dovuta a sali
metallici di cloro, fluoro e zolfo emessi dai vulcani. Queste
sostanze volatili tendono a salire verso l'alto e, attorno a 4 Km,
finiscono per depositarsi in forma condensata in un leggero strato dotato di altissima riflettività
radar.
In base a questa ipotesi tutto quello che ad una certa quota
dovesse mostrare bassa riflettività deve essere
geologicamente molto giovane; è il caso di Cleopatra, il
grande cratere dei monti Maxwell, e del già citato monte
Maat.
Fenomeni Vulcanici
Il vulcano Maat nella Atlas Regio della Afrodite Terra, non lontano dal vulcano Sapas, in primo
piano è la seconda vetta di Venere (8 km) e mostra striature
recenti di lava, testimonianza di un'eruzione avvenuta
nell'arco degli ultimi venti anni. Le regioni di Atla, Beta e
Themis (BAT) coprono, infatti, il 30% della superficie di
Venere e vi si addensa il 70% dei vulcani scoperti dalla
Magellan. É questo, dunque, un gigantesco punto caldo, da
cui Venere emette la maggior parte del suo calore interno.
Una caratteristica dei fenomeni di vulcanesimo su Venere è
che essi si verificano con flussi di lava senza eruzioni
esplosive a causa della elevata pressione atmosferica.
Dagli ultimi dati raccolti si è capito che l'attuale superficie di
Venere non può avere più di 500 milioni di anni; si tratta quindi di
un terreno geologicamente giovane, soggetto ad episodi
parossistici di vulcanesimo globale, in grado di rinnovare
completamente la crosta. Questi episodi favoriscono la liberazione
del calore interno, dato che la conduzione attraverso la litosfera è
bassa e limitata alle coronae.
Questo fatto spiega l'assenza su Venere di grandi crateri, presenti
invece sulla Luna, su Mercurio e su Callisto, i quali, avendo una
superficie molto più antica, conservano il ricordo della fase
iniziale della formazione di crateri ad opera di asteroidi più
grandi. Si è scoperto che su Venere sono rari anche i piccoli
crateri da impatto; ciò è dovuto all'azione della densa atmosfera
che distrugge i piccoli meteoriti (inferiori a 30 m) prima che
possano arrivare al suolo. Una delle caratteristiche uniche del
vulcanesimo venusiano sono i gruppi di piccoli domi vulcanici
circolari (10-20 Km di diametro), detti vulcani a brioche che
popolano tutto il pianeta. La loro origine potrebbe essere legata
alla presenza di un tipo di lava particolarmente viscosa, che li
avrebbe costruiti risalendo da bocche apertesi in zone pianeggianti.