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Corso di Astronomia Mercurio è il primo pianeta del sistema solare in ordine di di‐
stanza dal Sole e il più piccolo in dimensioni. Il suo nome deriva da quello dell'omonima divinità roma‐
na; il suo simbolo astronomico con‐
siste di una rappresentazione stiliz‐
zata del caduceo del dio. Nelle cul‐
ture dell'Estremo Oriente il pianeta è designato come l'astro dell'acqua, uno dei cinque elementi fondamen‐
tali. E’ un pianeta terrestre di pic‐
cole dimensioni, con un diametro minore alla metà di quello della no‐
stra terra; appare molto craterizza‐
to, anche a causa della mancanza di un'atmosfera in grado di attutire gli impatti meteorici o coprirne le trac‐
ce; per questo il suo aspetto ricorda da vicino quello della Luna. Mercurio è dunque il più piccolo dei pianeti rocciosi del sistema solare interno. Il pianeta non ha anelli e satelliti naturali. Si tratta del pianeta più vicino al Sole, difficilmente osservabile , ma co‐
munque era già noto alle popolazioni antiche, come Egizi, Cinesi, Sumeri (terzo millennio a.C.). Le difficoltà nell'individuarlo dipendono dalla picco‐
la distanza dal Sole, che ne disturba sempre la visione durante il crepu‐
scolo o poco prima dell'alba.
Nel 1631 Pierre Gas‐
sendi fu il primo ad osservare un transito di Mercurio innanzi al Sole, secondo le pre‐
visioni fornite da Gio‐
vanni Keplero. Nel 1639 Giovanni Batti‐
sta Zupi, utilizzando un telescopio, scoprì le fasi di Mercurio, analoghe a quelle di Venere e della Luna.
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Corso di Astronomia Questo fornì la prova definitiva che Mercurio orbita intorno al Sole. Solo negli anni sessanta del Novecento, gra‐
zie alle osservazioni radio e radar, si è calcolato con preci‐
sione il periodo di rotazione del pianeta, che prima si pen‐
sava uguale a quello di rivolu‐
zione. Durante il giorno ovvia‐
mente la luminosità solare impedisce ogni osservazione, e l'osservazione è possibile solamente subito dopo il tra‐ monto, sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba verso est. I‐
noltre l'estrema brevità del suo moto di rivoluzione (solamente 88 giorni) ne permette l'osservazione solamente per pochi giorni consecutivi, dopo di che il pianeta si rende inosservabile da Terra. Trattandosi di un pianeta interno rispetto alla Terra, Mercurio appare sempre molto vicino al Sole (la sua elongazione massima è di 28,3°). La sua magnitudine apparente oscilla tra ‐0,4 e +5,5 a seconda della sua posizione rispetto alla Terra e al Sole. Come nel caso della Luna e di Venere, anche nel caso di Mercurio è visibile, da Terra, un ciclo delle fasi, sebbene con strumenti amatoriali sia abbastanza difficoltoso rendersene conto. L'orbita di Mercurio risulta essere ellittica solo in prima approssi‐
mazione; è infatti soggetta alla precessione del perielio. Esso risulta spie‐
gabile al momento attuale solo tramite la teoria della relatività generale, che proprio su questo fenomeno ha avuto uno dei suoi banchi di prova. Mercurio si muove su un'orbita di eccentricità, a una distanza dal Sole compresa fra 46 milioni e 69 milioni km, con un valore medio di 58 milioni km. Il piano orbitale è inclinato sull'eclittica di 7º. L'orbita di Mercurio è soggetta a variazioni, dovute alle perturbazioni da parte degli altri pianeti; il fenomeno è particolarmente studiato e conosciuto per quanto riguarda il moto della linea degli apsidi, che fornisce una delle prove sperimentali della teoria della relatività generale. Il periodo siderale di Mercurio è di 88 giorni, mentre il periodo sinodico è di 115,9 giorni. La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. 3 di 18
Corso di Astronomia Il
moto di rotazione mercuriano, al contrario, è molto lento: esso impiega 58,6 giorni per compiere un giro su se stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni . Questo fa sì che la durata dell'esposi‐
zione ai raggi solari per ogni punto della sua superficie sia molto elevata (176 giorni): Mercurio è il solo pianeta del sistema solare sul quale la durata del giorno, intesa come insolazione, è maggiore di un periodo di rivoluzione. A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua lenta rotazione, che espone lo stesso emi‐
sfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'e‐
misfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quel‐
lo in ombra scende spesso fino a 90 K. 4 di 18
Corso di Astronomia Così come la Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, tran‐
ne per esili tracce di gas pro‐
babilmente frutto dell'intera‐
zione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come se‐
gue:
potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%), elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell'ordine di un millesimo di pascal. Il suolo di mercurio come detto pri‐
ma ha molti crateri a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno segnato il suo passato e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un'atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi. Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche. I crateri più piccoli di Mercurio hanno diametro mino‐
re di 10 km, quelli più grandi superano i 200 km e prendono il nome di ba‐
cini. Al centro di molti crateri, spesso riempiti da antiche colate laviche an‐
cora evidenti, s'innalzano piccole formazioni montuose. Il bacino più gran‐
de e più noto è il Mare Caloris, dal diametro di circa 1400 km: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti. Questo bacino deve il suo nome al fat‐
to che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passag‐
gio di Mercurio al perie‐
lio e pertanto è uno dei punti più caldi del pia‐
neta. Naturalmente, non sol‐
tanto Mercurio e la Lu‐
na hanno subito urti con meteoriti; è norma‐
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Corso di Astronomia le che i pianeti in possesso di un'atmosfera consistente risentano in misura assai minore dell'effetto degli impatti, poiché i corpi incidenti vengono erosi dall'attrito atmosferico. Inoltre l'atmosfera stessa erode lentamente la superficie del pianeta, cancellando le tracce dell'urto. Oltre all'atmosfera ci sono diversi elementi che cancellano i crateri causati da asteroidi che non sono infatti presenti su mercurio, come il vento e l'acqua. Inoltre un cosi' ampio numero di crateri induce molti studiosi a presuporre che il pianete, come la Luna, manchi da numero‐
si secoli di attività. Sulla superficie di Mercurio l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,377 volte quella terrestre. A titolo di esempio si potreb‐
be affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che mi‐
surasse il proprio peso su Mercurio facendo uso di una bilancia tarata sulla accelera‐
zione di gravità terrestre re‐
gistrerebbe un valore pari a circa 25,9 kg. La ridotta distanza di Mercu‐
rio dal Sole e l'assenza di atmosfera lo rendono un pianeta con una grande e‐
scursione termica, con tem‐
erature superiori a 350 °C nella zona esposta al sole, mentre nella parte in ombra arrivano a ‐170 °C. Inoltre l'insolazione media della superficie mer‐
curiana è pari a circa 6 volte e mezzo quella della Terra. La superficie di Mercurio presenta infine dei corrugamenti e delle faglie che attraversano il bordo dei crateri: queste ultime sono state probabilmente provocate dalla contrazione della crosta.
Da recenti calcoli dati dal primo passaggio della sonda MESSENGER, si è rilevato un rimpicciolimento del pianeta di circa cinque chilometri. Oltre ai crateri, le strutture più importanti della superficie sono ampie zone pianeggianti, simili ai mari della Luna. La maggiore è di gran lunga Planitia Caloris (dal latino Planitia, che significa pianura. Si ritiene che Mercurio, come gli altri corpi rocciosi del sistema sola‐
re interno, si sia formato per accrezione del materiale sospeso nel disco protoplanetario, che ha dato origine , circa 5 miliardi di anni fa, al siste‐
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Corso di Astronomia ma solare. Un dato inte‐
ressante relativo alla struttura interna di Mercurio è la sua densi‐
tà media particolarmen‐
te elevata; per questo motivo si ritiene comu‐
nemente che il suo con‐
tenuto di metalli sia maggiore rispetto a quello previsto per un pianeta delle sue di‐
mensioni.. Lo scenario più probabile prevede che un protopianeta di dimensioni maggiori rispetto a quelle dell'attuale Mercurio abbia subi‐
to, circa 4,5 miliardi di anni fa, l'impatto di un asteroide gigante, che ha eiettato gran parte delle rocce superficiali nello spazio. Recenti simulazioni hanno portato numerose prove a sostegno della teoria dell'impatto catastrofico; un simile evento sarebbe effettiva‐
mente in grado di dare luogo alla formazione di un corpo roccioso simi‐
le all'odierno Mercurio, proiettando una grande quantità di detriti ver‐
so il Sole, verso gli altri pianeti interni o in direzione dello spazio inter‐
stellare. È stato calcolato che almeno il 50% del materiale eiettato sarebbe rica‐
duto sul pianeta entro i primi 4 milioni di anni a partire dall'impatto; in un simile lasso di tempo, tuttavia, l'azione del vento solare è stato in grado di allontanare una quantità significativa di detriti, portando all'attuale composizione chimica del pianeta. La densità di Mercurio, si discosta molto da quella lunare e, al contra‐
rio, è molto vicina a quella terrestre. Questo lascia supporre che la struttura interna del pianeta sia più vicina a quella della Terra, con un nucleo particolarmente massiccio (fino all'80% del raggio mercuriano) formato da elementi pesanti. È quindi possibile distinguere un nucleo interno solido ed un nucleo esterno liquido. Il mantenimento di un nu‐
cleo liquido per miliardi di anni richiede la presenza di un elemento più leggero, come lo zolfo, che ne abbassi la temperatura di fusione dei materiali
L'idea che il nucleo di Mercurio potesse essere liquido era già stata a‐
vanzata per spiegare la presenza di un debole campo magnetico attor‐
no al pianeta (rilevato per la prima volta dal Mariner 10 e quantificato in un centesimo di quello terrestre). 7 di 18
Corso di Astronomia Il campo rimane comun‐
que difficilmente spiega‐
bile, date le piccole di‐
mensioni di Mercurio e la sua moderata velocità di rotazione. Si suppone che il nucleo sia circon‐
dato da un mantello e da una spessa crosta. Mercurio è stato visita‐
to per la prima volta nel 1974‐75 dalla sonda sta‐
tunitense Mariner 10, che ha teletrasmesso a terra fotografie registra‐
te nel corso di tre succes‐
sivi sorvoli.
Per il 2013 è invece previsto il lancio, da parte dell'ESA, della missione spaziale Bepi Colombo, così battezzata in onore dello scienziato, mate‐
matico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920‐1984), volta esclusivamen‐
te all'esplorazione del pianeta più interno. I crateri di Mercurio portano il nome di celebri artisti, musicisti, scrittori e pittori. Fanno eccezione Kuiper, dedicato ad un astronomo, e Hun Kal, "20" in lingua Maya.
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Corso di Astronomia Venere è l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, e‐
sclusa la Luna, ed è il secondo piane‐
ta del Sistema Solare in ordine di di‐
stanza 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. con una magnitu‐
dine 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 con temperature su‐
periori a 400 °C e non è dotato di satelliti o anelli, poiché ha un cam‐
po magnetico debole. A volte è definito il "pianeta gemello" della Terra, perché entrambi sono molto simili per dimensioni e massa. Tuttavia le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri, a causa della spessa atmosfera di biossido di car‐
bonio. 9 di 18
Corso di Astronomia 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. Inoltre, Venere sta subendo la stessa evoluzione che ha avu‐
to 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 terre‐
stre. A causa di questa differenza di massa, sulla superficie di Venere l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,88 volte quella terre‐
stre. Per esempio, un uomo del peso di 70 kg su Venere peserebbe 61,6 kg. Il pianeta ha l'atmosfera più densa tra tutti i pianeti cosiddetti terre‐
stri; 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 ocea‐
ni di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie deserti‐
ca con molte formazioni rocciose. Il vapor 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 biossi‐
do di carbonio e da altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole composte da acido solforico, altamente riflet‐
tenti, che, insieme alle nubi dello strato inferiore, impediscono alla sua superficie di essere visibile dallo spazio; questa impenetrabilità ha ori‐
ginato molteplici discussioni, perdurate fino a quando i segreti del suo‐
lo di Venere furono rivelati dalla planetologia nel ventesimo secolo. La superficie di Venere è stata mappa‐
ta con precisione solo negli ultimi venti anni; il progetto Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti. Circa l'80% della super‐
ficie di Venere è for‐
mata da lisce pianure vulcaniche. 10 di 18
Corso di Astronomia Il resto è costituito da due altipiani definiti continenti, uno nell'e‐
misfero nord del pianeta e l'altro appena a sud dell'equatore. Il conti‐
nente 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. Oltre a crateri da impatto, montagne e valli, comuni ai pia‐
neti rocciosi, Venere è caratteriz‐
zata da alcune strutture di super‐
ficie. la superficie di Venere ap‐
pare geologicamente molto gio‐
vane, i fenomeni vulcanici sono molto estesi, e lo zolfo nell'atmo‐
sfera dimostrerebbe, secondo alcuni esperti, l'esistenza di feno‐
meni vulcanici attivi ancora oggi. Tuttavia, questo solleverebbe un enigma: l'assenza di tracce del passaggio di lava che accompagni una caldera tra quelle visibili. In superficie si trovano strutture vulcaniche chiamate farra, lar‐
ghe 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 concentri‐
che 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. Quasi tutte le strutture di superficie di Ve‐
nere prendono il nome da figure femminili stori‐
che e mitologi‐
che. Le uniche ecce‐
zioni sono rap‐
presentate dai 11 di 18
Corso di Astronomia Monti Maxwell, il cui nome deriva da James Clerk Maxwell, e da due regioni chiamate Al‐
pha Regio e Beta Regio. Queste tre eccezioni si verificarono prima che il corrente sistema fosse adottato dall'Unione A‐
stronomica Internazionale, l'ente che controlla la nomen‐
clatura dei pianeti. Anche se vi sono poche informazioni diret‐
te sulla sua struttura interna, le somiglianze in termini di di‐
mensioni e di densità tra Vene‐
re e la Terra fan supporre che i due pianeti possano avere una struttura interna simile: un nu‐
cleo, un mantello e una crosta. Come quello della Terra, il nucleo venusiano è parzialmente liquido. Le dimensioni leggermente inferiori di Venere fan supporre che le pressioni siano più basse nella parte interna rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i due pianeti è l'assenza di plac‐
che tettoniche su Venere, dovute probabilmente alla superficie a‐
sciutta. Questo determina una minore dispersione di calore dal pia‐
neta, 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 tetto‐
nici, 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. 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 45° e 47°, dando al pianeta una visibilità più prolungata prima del sorgere del Sole o do‐
po il tramonto. Quando l'elongazione è massima, Venere può restare visibile per diverse ore. 12 di 18
Corso di Astronomia La rotazione di Ve‐
nere è retrograda e mol‐
to lenta: un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengo‐
no che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di di‐
mensioni notevoli. A cau‐
sa della rotazione retro‐
grada, il moto apparente del Sole è opposto a quello terrestre; quindi, chi si trovasse su Venere, vedrebbe l'alba a ovest e il tramonto ad est. L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere. Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tra‐
monto nel periodo dell'equinozio di primavera, oppure prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno. È importante anche l'angolo for‐
mato dalla sua orbita e l'eclittica: infatti Venere può avvicinarsi alla Terra fino a 40 milioni di chilometri e raggiungere un'inclinazione di circa 8° sull'eclittica, avendo un forte effetto sulla sua visibilità. 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 retro‐
grado, esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione, che procede in senso opposto rispetto a quello di rota‐
zione. A parte il Sole e la Luna, Venere è l'unico corpo celeste che, sia pur eccezionalmente, è visibile ad occhio nudo anche di giorno, a con‐
dizione che la sua elongazione dalla Sole sia massima e che il cielo sia particolarmente terso. 13 di 18
Corso di Astronomia Trovandosi vicino al Sole, può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle imme‐
diate vicinanze del Sole. Durante il giorno la lu‐
minosità solare lo rende difficilmente visibile; è invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero), sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima d e l l ' a l b a (Lucifero) verso est, compatibilmente con la sua posizione.
Venere 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 ad est e ad o‐
vest del Sole, come se danzasse. La sua elongazione (la distanza ango‐
lare tra un pianeta e il Sole) può variare tra un valore massimo a o‐
vest 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 con‐
giunzione superiore, (visibile prima dell'alba), quando avviene davan‐
ti si ha una congiunzione inferiore,(visibile dopo il tramonto).Gli studi hanno suggerito che, miliardi di anni fa, l'atmosfera di Venere fosse molto più simile a quella terreste 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 origina‐
le, che generò un livello critico di gas serra nell'atmosfera. Anche se venere assomiglia alla terra la sua atmosfera è molto diver‐
sa dalla nostra; è estremamente spessa, è ricca di anidride carbonica con una piccola percentuale di azoto. La massa atmosferica è circa 93 volte quella dell'atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla super‐
ficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra ‐ una pressione e‐
quivalente a quella presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre. 14 di 18
Corso di Astronomia L'enorme atmosfera ricca di anidride carbonica CO2, insie‐
me 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 qualun‐
que 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 relati‐
va sulla superficie. La modesta inclinazione del pianeta ‐ meno di tre gradi (in con‐
fronto ai 23,5° dell'asse terrestre) ‐ contribuisce a diminuire ulterior‐
mente i cambiamenti stagionali delle temperature. Venere è un mon‐
do con una situazione climatica estrema e invariabile. L'inerzia termica e lo spostamento del calore da parte dei venti nella parte più bassa non cambi significa‐
tivamente tra giorno e notte, nonostante la rotazione estre‐
mamente lunga del pianeta: quindi la superficie di Venere è isotermica, cioè mantiene una tem‐
peratura costante tra il giorno e la not‐
te e tra l'equatore e i poli. L'unica varia‐
zione apprezzabile si ha con l'aumento 15 di 18
Corso di Astronomia dell'altitudine: nel 1990 la Sonda spaziale Magellano, effettuando una serie di riprese radar, rilevò una sostanza molto riflettente che si trovava sulla cima dei pic‐
chi montuosi più alti, simile nell'aspetto alla neve che si trova sulle nostre montagne; questa sostanza potrebbe formarsi in un processo simile a quello che cau‐
sa 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 ci‐
me 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 ele‐
mentare o persino di solfuro di piombo (galena). Il tellurio è un metal‐
lo raro sulla Terra, ma potrebbe essere abbondante su Venere. 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 note‐
vole forza e trasportano polvere e pietre. Un uomo non riuscirebbe mai a camminare , anche se il calore e la pressione non fossero un pro‐
blema. Nello strato più alto delle nubi, invece, i venti soffiano con grande intensità, fino a 300 km/h. Le nubi di Venere sono sog‐
gette a frequenti scariche elettriche (fulmini), e anzi la loro composizio‐
ne ne favorisce la formazione più frequentemente di quelle che av‐
vengono sulla Terra. A causa dello strato di nubi, nono‐
stante Venere sia più vicina al Sole di quanto lo sia la Terra, la superfi‐
cie venusiana non ne è altrettanto riscaldata o illuminata. 16 di 18
Corso di Astronomia A mezzogiorno la luminosità di superficie corrisponde, grosso modo, a quella osservabile sulla Terra in una giornata molto nuvolosa. Le nuvole riflettono circa il 60% della luce solare nello spazio, e impe‐
discono l'osservazione diretta della superficie di Venere nello spettro visibile. 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 intrave‐
derne la luminosità. In assenza dell'effetto serra causato dall'anidride carbonica dell'atmosfera, la temperatura sulla superficie di Venere sa‐
rebbe abbastanza simile a quella terrestre. Il corso online “Astronomia di Base” , viene trasmesso utilizzan‐
do il Network Skylive Telescopi Remoti. Per poter accedere al Network Skylive, è necessario collegarsi al sito Skylive.it e scaricare il Client Skylive NG. Per mezzo di questo è possibile osservare in diretta dai telescopi siti in Italia e in Australia, nonché seguire eventi online. Le fotografie utilizzate nelle lezioni e nelle dispense sono di proprietà della NASA e dell’ESA. Gli argomenti trattati nelle lezioni sono frutto di conoscenze per‐
sonali nonché dell’utilizzo di fonti varie: libri, dispense, internet. Relatori lezioni online: Antonino Cutri (Jarod) Antonio De Pieri (Acer_35) Luca Scarparolo (Luca.Scarparolo) Grafica: Daniela Gozzi (Dany) Creazione dispense: Antonio De Pieri Daniela Gozzi Testi lezioni: Antonio De Pieri Stefano Missiaggia (Stefano79) Luca Scarparolo 17 di 18
Corso di Astronomia Si ringrazia tutto lo staff del Network Skylive Telescopi Remoti, per la possibilità e il supporto offertoci. Gruppo Facebook “Skylive Telescopi Remoti” 18 di 18
