VENERE
Immagine di Venere ripresa
dalla sonda Galileo (Calvin J.
Hamilton)
Venere e' il secondo pianeta del Sistema Solare.
Esso e' noto fin dalla preistoria, infatti e' molto brillante e si
puo' vedere facilmente ad occhio nudo. Al massimo della
sua luminosita', il pianeta e' 12 volte piu' brillante di Sirio, la
stella piu' luminosa del cielo.
L'orbita di Venere e' tale che il pianeta sia visibile in cielo
nelle vicinanze del Sole, in certi periodi all'alba e in altri al
crepuscolo. Per questo gli antichi credevano che si trattasse
di due astri distinti: Lucifero quello del mattino, Vespero
quello della sera.
A causa della sua lucentezza, questo pianeta e' stato dedicato
alla dea della bellezza e dell'amore.
Venere deve la sua luminosita' non solo alla sua vicinanza al Sole, ma anche al fatto che e' il pianeta
piu' vicino alla Terra, quindi il piu' visibile. Inoltre il pianeta riflette il 70 % della luce che riceve dal
Sole: la sua albedo e' la piu' alta di tutto il Sistema Solare. Esso e' infatti avvolto da una fitta coltre
di nubi, che ostacolano la penetrazione della luce del Sole all'interno e la riflettono invece verso
l'esterno.
La massa del pianeta e' pari a 4,869 1027 g, cioe' circa l'80 % di quella della Terra. Il suo diametro e'
pari a 12.103 Km, il 95 % di quello terrestre. La sua densita' media e' 5,18.
Diverse vedute di Venere, centrate: A) sul polo
nord, B) a 0o E di longitudine, C) a 90o E di
longitudine, D) a 180o di longitudine, E) a 270o
E di longitudine. (NASA/JPL)
Le fasi di Venere
Venere non possiede nessun satellite.
La sua distanza media dal Sole e' di 108,2
milioni di chilometri, pari a 0,72 U.A. La
distanza all'afelio e' di 109 milioni di
chilometri, quella al perielio e' pari a 107,46
milioni di chilometri.
L'orbita di Venere e' la meno eccentrica di
tutte le orbite planetarie, cioe' e' quella che si
avvicina di piu' ad un cerchio. Il suo piano
orbitale e' inclinato di 3,39 gradi sull'eclittica.
Trattandosi di un pianeta interno, quando viene osservato da Terra esso presenta delle fasi: la
superficie del pianeta appare cioe' illuminata totalmente o parzialmente oppure del tutto oscura, a
seconda della posizione relativa Terra-Sole-Venere.
L'osservazione delle fasi di Venere al telescopio da parte di Galileo contribui' a convalidare la teoria
Copernicana del Sistema Solare.
La rotazione
Il problema della rotazione di Venere e' sempre stato molto controverso. Il pianeta e' circondato da
una spessa coltre di nubi che ne oscurano completamente la superficie. Questo rende impossibile
determinare il periodo di rotazione sulla base della semplice osservazione visuale.
Le moderne tecniche radar hanno permesso tuttavia di studiare il moto del pianeta. Le onde radio,
infatti, riescono a penetrare oltre le nubi, fino al suolo venusiano.
Venere e le sue nubi hanno due moti di rotazione indipendenti tra loro ed entrambi ruotano in senso
retrogrado (cioe' in senso inverso a quello di rotazione degli altri pianeti).
Venere ruota attorno al suo asse, inclinato di ben 177,36 gradi sull'eclittica, con un periodo di
243,16 giorni. L'insieme delle nubi ruota invece con un periodo di 4 giorni, cioe' con velocita' 60
volte maggiore rispetto al pianeta.
Mappa cilindrica della superficie di Venere,
ricostruita con le immagini radar della sonda
Magellan. (NASA/JPL)
Immagine radar di Venere, riprocessata in
falsi colori per evidenziarne le strutture
superficiali, con risoluzione di 3 Km.
(NASA/JPL)
Struttura interna
Le caratteristiche fisiche di Venere (massa, densita', presenza di atmosfera, dimensioni) sono molto
simili a quelle terrestri. Anche se non ci sono indicazioni sicure, e' molto probabile che i pianeti
abbiano la stessa struttura interna: un nucleo ferroso di circa 3.000 Km di diametro, un mantello
roccioso ed una crosta esterna dello spessore di circa 100 Km.
Il campo magnetico di Venere e' praticamente inesistente: e' stimato meno di un millesimo di quello
terrestre. Non esiste pertanto una magnetosfera. Esiste invece una ionosfera, ad un'altezza compresa
tra 120 e 180 Km dal suolo.
L'atmosfera
Immagine ultravioletta di Venere
del 1995, nella quale sono evidenti
le strutture delle nubi; in
particolare si nota una Y orizzontale
vicina all'equatore. (HST)
Come abbiamo gia' detto, Venere possiede un'atmosfera
molto densa e calda. Nei suoi strati superiori e' presente
una spessa coltre di nubi.
L'atmosfera e' composta per il 96 % di anidride
carbonica e per il 4 % di azoto, con tracce di biossido di
zolfo, argon e vapore acqueo.
Al livello del suolo, la pressione e' pari a circa 92
atmosfere: sul nostro pianeta, una pressione cosi' alta si
trova solo in mare, a 1 km di profondita'. La temperatura
al livello del suolo e' compresa tra 446 e 482 oC, cioe'
sul suolo venusiano i metalli come piombo e stagno
fonderebbero: Venere appare decisamente un pianeta
inospitale....
L'alta temperatura e' dovuta in parte alla vicinanza del Sole, in parte all'effetto serra: l'anidride
carbonica presente nell'atmosfera, insieme all'acido solforico di cui sono composte le nubi, lasciano
uscire la radiazione visibile del Sole e trattengono la radiazione infrarossa.
A 30 Km dal suolo, la pressione e' circa 1 atmosfera e la temperatura a 100 oC. La zona della bassa
atmosfera e' percorsa da venti che non superano i 20 Km/h.
Al di sopra di questo livello c'e' un'altra zona, che termina a circa 85 Km dal suolo e comprende lo
strato di nubi che caratterizzano Venere.
Le nubi si trovano ad un'altezza compresa tra 42 e 59 Km. Come abbiamo gia' accennato, esse sono
composte di acido solforico e si spostano ad una velocita' media di 360 Km/h. Si osservano
preferenzialmente nella banda utravioletta dello spettro.
Ad altezze superiori, la radiazione solare dissocia l'acido solforico (H2SO4) in acqua (H2O) e
biossido di zolfo (SO2). Questi, insieme all'anidride carbonica, formano una nebbia uniforme che
circonda le nubi. In questa regione esterna, la pressione e' circa 0,2 atmosfere e la temperatura - 83
o
C.
La superficie
Le sonde che sono state inviate su Venere hanno subito quasi tutte dei danni prima di poter inviare
dei dati a Terra, a causa delle alte temperature e della corrosivita' della sua atmosfera.
Tuttavia alcune missioni hanno avuto successo. Tra queste, ricordiamo soprattutto Venera 9, alla
quale dobbiamo le prime fotografie della superficie del pianeta, e il Pioneer 12, nonche' la piu'
recente Magellan.
Immagine ripresa nel 1982 dalla sonda
russa Venera 13, atterrata sul pianeta.
Proiezione topografica della superficie di Venere.
Gli altopiani si vedono in giallo ed arancione, le
depressioni in blu. (NASA/JPL)
Il radar presente sul Pioneer 12 ha permesso di tracciare delle mappe topografiche di quasi tutta la
superficie di Venere. Lo stesso tipo di analisi e' stata compiuta anche dalla sonda Magellan.
Venere e' priva di acqua. Probabilmente il pianeta possedeva un tempo mari e oceani come la Terra,
ma la sua altissima temperatura l'ha fatti evaporare e ora il suolo appare arido e roccioso. La
maggior parte della sua estensione e' occupata da pianure desertiche.
Sulla sua superficie sono presenti anche delle vaste depressioni, due grandissimi altopiani e alcune
regioni montuose, alcune delle quali raggiungono i 10 km di altezza.
Questi monti sono di natura vulcanica, e gran parte della superficie di Venere e' coperta di lava
solidificata. Una piccola parte di questi vulcani sono tuttora in attivita'.
Non ci sono invece crateri sulla superficie venusiana: i meteoriti vengono probabilmente disgregati
dalla densa atmosfera del pianeta. Inoltre un'intensa attivita' vulcanica, avvenuta all'incirca 800
milioni di anni fa, ha cancellato ogni cratere prodotto in precedenza dai meteoriti.
Immagini della Regione Alpha; le strisce chiare
sono faglie e creste, delle dimensioni di 10-50 Km,
con altezze fino a 4 Km. (NASA/JPL)
Immagine della Regione Alpha; le
macchie chiare sono bocche di vulcani.
(NASA/JPL)
La Regione Eistla al radar della sonda Magellan.
Si puo' vedere il vulcano Gula, alto 3 Km.
(NASA/JPL)
La Regione Eistla, con il vulcano Gula
e il cratere d'impatto Cunitz.
(NASA/JPL)
Due gruppi di linee parallele che si
intersecano ad angolo retto, forse faglie
o fratture, associate a fenomeni
vulcanici. (NASA/JPL)
L'altopiano Lakshmi, di altezza compresa
tra 2.5 e 4 Km, con la scarpata.
(NASA/JPL)
La Regione Eistla ripresa dalla Magellan.
All'orizzonte si vedono il vulcano Gula e il vulcano
Sif, quest'ultimo del diametro di 300 Km e alto 2.
(NASA/JPL)
Strutture dette aracnoidi, rivelate dalla sonda
Magellan; sono circolari o ellittiche, con anelli
concentrici del diametro di 50-230 Km; forse
hanno origine vulcanica. (NASA/JPL)
ANIMAZIONI
La sonda Magellan sopra la Regione Artemis, AVI, 11 Mb (NASA/JPL)
Rotazione di Venere e della Terra, AVI, 1 Mb (NASA/JPL)
La sonda Magellan sopra la Regione Eistla, AVI, 3.3 Mb (NASA/JPL)
Rotazione di Venere, MPEG, 296 Kb (Calvin J. Hamilton)
