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) 		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.


Le fasi di Venere


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 oC.


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)

L'altopiano Lakshmi, di altezza compresa tra 2.5 e 4 Km, con la scarpata. (NASA/JPL)





La Regione Eistla, con il vulcano Gula e il cratere d'impatto Cunitz. (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)





Due gruppi di linee parallele che si intersecano ad angolo retto, forse faglie o fratture, associate a fenomeni vulcanici. (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)





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