Immagine di Venere ripresa dalla sonda Galileo (Calvin J. Hamilton) |
Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare.
Esso è noto fin dalla preistoria, infatti è molto brillante e si può vedere facilmente ad occhio nudo. Al massimo della sua luminosità, il pianeta è 12 volte più brillante di Sirio, la stella più luminosa del cielo. L'orbita di Venere è 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 è stato dedicato alla dea della bellezza e dell'amore. |
Venere deve la sua luminosità non solo alla sua vicinanza al
Sole, ma anche al fatto che è il pianeta più vicino alla
Terra, quindi il più visibile. Inoltre il pianeta riflette il 70%
della luce che riceve dal Sole: la sua albedo
è la più alta di tutto il Sistema Solare. Esso è 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 è pari a 4,869 1027 g, cioè
circa l'80% di quella della Terra. Il suo diametro è pari a 12.103
Km, il 95% di quello terrestre. La sua densità media è 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 è di 108,2 milioni di chilometri, pari a 0,72 U.A. La distanza all'afelio è di 109 milioni di chilometri, quella al perielio è pari a 107,46 milioni di chilometri. L'orbita di Venere è la meno eccentrica di tutte le orbite planetarie, cioè è quella che si avvicina di più ad un cerchio. Il suo piano orbitale è 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 cioè 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
contribuì a convalidare la teoria
Copernicana del Sistema Solare.
La rotazione
Il problema della rotazione di Venere è sempre stato molto controverso.
Il pianeta è 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 (cioè 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, cioè con velocità 60 volte maggiore
rispetto al pianeta.
Struttura interna
Le caratteristiche fisiche di Venere (massa, densità, presenza
di atmosfera, dimensioni) sono molto simili a quelle terrestri. Anche se
non ci sono indicazioni sicure, è 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 è praticamente inesistente: è
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
L'alta temperatura è 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 è circa 1 atmosfera e la temperatura
a 100 oC. La zona della bassa atmosfera è percorsa da
venti che non superano i 20 Km/h.
Al di sopra di questo livello c'è 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
già accennato, esse sono composte di acido solforico e si spostano
ad una velocità 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
è 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 corrosività 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, nonchè la più recente Magellan.
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 è stata compiuta anche dalla sonda Magellan.
Venere è priva di acqua. Probabilmente il pianeta possedeva
un tempo mari e oceani come la Terra, ma la sua altissima temperatura ne ha
provocato l'evaporazione ed ora il suolo appare arido e roccioso. La maggior parte
della sua estensione è 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 è coperta di lava solidificata. Una piccola parte di questi
vulcani sono tuttora in attività.
Non ci sono invece crateri sulla superficie venusiana: i meteoriti vengono
probabilmente disgregati dalla densa atmosfera del pianeta. Inoltre un'intensa
attività vulcanica, avvenuta all'incirca 800 milioni di anni fa,
ha cancellato ogni cratere prodotto in precedenza dai meteoriti.
La Regione Eistla al radar della sonda Magellan. Si può 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) |