Mercurio il piccolo pianeta craterizzato

Mercurio è il primo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più piccolo in dimensioni. Si tratta di un pianeta terrestre di dimensioni modeste, con un diametro inferiore alla metà di quello terrestre; appare pesantemente craterizzato, anche a causa della mancanza di un'atmosfera apprezzabile che possa attutire gli impatti meteorici o coprirne le tracce; 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 suo nome deriva da quello dell'omonima divinità romana; il suo simbolo astronomico (, Unicode: ☿) consiste di una rappresentazione stilizzata del caduceo del dio. Nelle culture dell'Estremo Oriente il pianeta è designato come l'astro dell'acqua (水星), uno dei cinque elementi fondamentali.

Il pianeta è sprovvisto di anelli e satelliti naturali.

OSSERVAZIONI

Trattandosi di un pianeta interno rispetto alla Terra, Mercurio appare sempre molto vicino al Sole (la sua elongazione massima è di 28,3°), al punto che i telescopi terrestri possono osservarlo solo di rado. La sua magnitudine apparente oscilla tra -0,4 e +5,5 a seconda della sua posizione rispetto alla Terra e al Sole.

Durante il giorno la luminosità solare impedisce ogni osservazione, e l'osservazione diretta è possibile solamente subito dopo il tramonto, sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba verso est. Inoltre 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.

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.

PARAMETRI ORBITALI

L'orbita di Mercurio risulta essere ellittica solo in prima approssimazione; è infatti soggetta alla precessione del perielio, effetto che mise in difficoltà gli astronomi del XIX secolo. Esso risulta spiegabile 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 0,2056, a una distanza dal Sole compresa fra 46 000 000 e 69 000 000 km, con un valore medio di 58 000 000 km (rispettivamente 0,307, 0,466 e 0,387 unità astronomiche). Il periodo siderale di Mercurio è di 88 giorni, mentre il periodo sinodico è di 115,9 giorni. 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.

La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. 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 (un chiaro esempio di risonanza orbitale). Questo fa sì che la durata dell'esposizione 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.

ATMOSFERA

Analogamente alla Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: 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.

A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.

SUPERFICIE

Analogamente alla Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: 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.

A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.

GEOLOGIA

La densità di Mercurio, pari a 5,43 kg/dm³, si discosta molto da quella lunare e, al contrario, è molto vicina a quella terrestre. Questo lascia supporre che, nonostante le somiglianze con la Luna, 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. Ricerche pubblicate nel 2007 su Science, condotte con radar di alta precisione negli Stati Uniti e in Russia, hanno confermato l'idea di una frazione liquida nel nucleo di ferro-nichel. È quindi possibile distinguere un nucleo interno solido ed un nucleo esterno liquido. Il mantenimento di un nucleo 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 avanzata per spiegare la presenza di un debole campo magnetico attorno al pianeta (rilevato per la prima volta dal Mariner 10 e quantificato in un centesimo di quello terrestre). Il campo rimane comunque difficilmente spiegabile, date le piccole dimensioni di Mercurio e la sua moderata velocità di rotazione.

Si suppone che il nucleo sia circondato da un mantello e da una spessa crosta.

ESPLORAZIONI

Mercurio è stato visitato per la prima volta nel 1974-75 dalla sonda statunitense Mariner 10, che ha teletrasmesso a terra fotografie registrate nel corso di tre successivi sorvoli.

Concepito per l'osservazione di Venere e Mercurio, il Mariner 10 venne lanciato il 3 novembre 1973 e raggiunse il pianeta nel 1974. La sonda statunitense si avvicinò fino ad alcune centinaia di chilometri dal pianeta, trasmettendo circa 6000 fotografie e mappando il 40% della superficie mercuriana.

La NASA ha lanciato nel 2004 la sonda MESSENGER, il cui primo passaggio ravvicinato di Mercurio, avvenuto il 14 gennaio 2008, è stato seguito dallo fly-by di ottobre 2008 e sarà replicato il settembre 2009 prima dell'ingresso in orbita attorno al pianeta previsto per il 18 marzo 2011. In seguito al primo fly-by di Mercurio, la sonda MESSENGER ha inviato a terra le prime immagini dell'emisfero "sconosciuto" di Mercurio.

Per il 2013 è invece previsto il lancio, da parte dell'ESA, della missione spaziale BepiColombo, così battezzata in onore dello scienziato, matematico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920-1984), volta esclusivamente all'esplorazione del pianeta più interno.

Urano il Gigante Azzurro

Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa. Il suo simbolo astronomico Unicode è . Porta il nome della divinità greca del cielo, Urano (Οὐρανός in greco antico), padre di Crono (Saturno) e nonno di Zeus (Giove). Sebbene sia visibile anche ad occhio nudo come gli altri cinque pianeti noti fin dall'antichità, non fu mai riconosciuto come tale a causa della sua bassa luminosità e della sua orbita particolarmente lenta;[3] venne scoperto infatti soltanto il 13 marzo 1781 da William Herschel, diventando così il primo pianeta ad essere stato scoperto tramite un telescopio. Una curiosità riguardo alla sua scoperta è che essa giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili ad occhio nudo (fino a Saturno) erano conosciuti da millenni, e nessuno sospettava l'esistenza di altri pianeti, fino alla scoperta, più che altro per caso, di Herschel che notò come una particolare stellina sembrava spostarsi. Da quel momento in poi, nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare.

La composizione chimica di Urano è simile a quella di Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi Giove e Saturno; per questa ragione, gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi;[4] è anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a 49 K (−224 °C). Possiede una complessa struttura di nubi ben stratificata, in cui si pensa che l'acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più in quota.[4] L'interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce.[5]

Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi mantenendo uno dei suoi poli verso il Sole per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagionali.[6] Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda: Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere), anche se vista l'eccezionalità dell'inclinazione la rotazione retrograda è solo una nota minore. Il periodo della sua rivoluzione attorno al sole è di 84 anni circa e quindi ogni 40 anni cambia il polo esposto al sole, che ha una temperatura superiore rispetto a quella dell'equatore. La sua orbita giace in pratica sul piano dell'eclittica (inclinazione di 0,7°).

Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti; visti da Terra, a causa dell'inclinazione del pianeta, i suoi anelli possono talvolta apparire come un sistema concentrico che circonda il pianeta come fossero anelli di un bersaglio e le sue lune girargli attorno come fossero lancette di un orologio, sebbene nel 2007 e 2008 gli anelli apparivano di taglio. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, come bande e tempeste, tipiche invece degli altri pianeti gassosi;[6] tuttavia, le osservazioni condotte da Terra hanno mostrato delle evidenze di cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell'attività climatica, come il pianeta si è avvicinato all'equinozio. la velocità dei venti di Urano possono raggiungere i 250 metri al secondo, pari a ben 900 km/h.

OSSERVAZIONE

Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell'atmosfera del pianeta, sia da considerazioni geometriche e prospettiche. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro pianeta: Urano appare leggermente più grande [8] e più luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra. Inoltre è stata individuata una correlazione tra l'attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate.[9]

Tra il 1995 ed il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata fluttuando tra +5,5 e +6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità ad occhio nudo, intorno +6,5.[10] All'opposizione, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può essere osservato anche in ambiente urbano usando un binocolo.[11] Dalla terra ha un diametro compreso tra 3,4 and 3,7 arcsecondi. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si riesce ad intravvedere la forma di un disco, fino ad arrivare a 500× dove raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche usando grossi telescopi non può essere visto nessun dettaglio del suo disco. In ogni modo studi all'infrarosso della sua atmosfera mediante l'utilizzo di ottiche adattive e del Telescopio spaziale Hubble hanno riportato dati interessanti nei vari anni dopo il passaggio della sonda Voyager 2.[12]

L'osservazione dei satelliti del pianeta è difficoltosa. Oberon e Titania possono essere individuati con un telescopio da 8'', in un cielo particolarmente buio. Aperture di 12-14 '' e 16 '' dovrebbero permettere l'individuazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi.[9]

MISSIONI SPAZIALI

L'esplorazione di Urano è avvenuta soltanto per mezzo della sonda Voyager 2 e non sono programmate al momento uteriori missioni esplorative in loco. Per ovviare alla mancanza di informazioni dirette, le variazioni nell'atmosfera del pianeta sono studiate attraverso campagne di osservazione telescopica, in particolare utilizzando la Camera planetaria a grande campo a bordo del Telescopio spaziale Hubble.

L'esplorazione di Urano, come anche quella di Nettuno, è resa difficoltosa dalle grandi distanze che separano il pianeta dalla Terra e dal Sole. Ogni missione deve essere dotata di un sistema di alimentazione in grado di fornire energia alla sonda senza la possibilità di conversione dell'energia solare attraverso l'uso di pannelli fotovoltaici. Attualmente, l'unica fonte praticabile di energia è un generatore termoelettrico a radioisotopi.

Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spaziali, che stanno concentrando le proprie risorse nell'esplorazione dei sistemi di Giove e di Saturno [17] e stanno valutando l'opportunità di inviare una missione verso Nettuno [18].

VOYAJER 2

La sonda Voyager 2 toccò il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, ad una distanza di circa 81 500 km. Le osservazioni durarono solo sei ore, ma hanno permesso agli astronomi di imparare su Urano molto più di quanto avessero appreso da più di 200 anni di osservazioni da Terra.[19]

Le prime analisi fatte dei dati furono tuttavia un enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, al contrario di come era stato osservato da Terra; l'atmosfera di un colore azzurro-verde era uniforme e priva completamente di dettagli. Fu solo grazie ad un trattamento delle immagini che apparvero sia le nubi che le altre formazioni.

La sonda scoprì nuove lune, inviò a Terra le prime immagini degli anelli e scoprì inoltre attività geologica sulle lune maggiori: depositi scuri in fondo a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua sporca dovuta ad attività vulcanica.

ATMOSFERA

L'atmosfera è spessa 7600 km ed è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca. Nel 1986 la sonda spaziale Voyager 2 rilevò nubi trasportate da correnti d'aria comprese tra i 100 e i 600 km/h. Nel 1998 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato, a differenti altitudini, circa 20 formazioni nuvolose tra le più luminose presenti nel sistema solare esterno. Le nubi sono probabilmente formate da cristalli di metano che condensano come bolle calde di gas risalenti dalle profondità di Urano.
La parte sottostante, più dell'80% della massa del pianeta, è formata da un liquido composto principalmente da materiali "ghiacciati" di acqua, metano ed ammoniaca, mentre la parte centrale è formata da materiale più denso.

Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (-218 °C o -360 °F); Urano è talmente distante dal Sole che la differenza di temperatura tra l'estate e l'inverno è quasi nulla.

GEOLOGIA

Urano è composto principalmente di rocce e vari tipi di ghiaccio, con solo circa il 15% di idrogeno e una piccola frazione di elio (questo in contrasto con Giove e Saturno che invece sono composti principalmente da idrogeno). Urano (come Nettuno) è in molti modi simile alla parte interna di Giove e Saturno, senza però la massiccia presenza di idrogeno metallico liquido che i due pianeti giganti posseggono grazie alle pressioni enormi che esercitano sulle loro parti interne. Urano, di massa più piccola, non può generare una pressione sufficiente. Sembra inoltre che Urano non abbia un nucleo roccioso, ma invece il materiale che lo compone sembra essere più o meno distribuito in modo uniforme.

INCLINAZIONE

La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova di 98° inclinato sul piano dell'orbita, si potrebbe pertanto dire che l'asse di rotazione di Urano quasi giace sul suo piano orbitale. Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il Sole per metà dell'orbita, e per la sucessiva metà dell'orbita cadrà nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, si verifica la situazione in cui il Sole sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.

Quando il Voyager 2 visitò il pianeta nel 1986, il polo sud di Urano era diretto verso il Sole. Da notare che l'assegnazione di questo polo come polo sud è attualmente in discussione. Urano può essere descritto come pianeta che ha un'inclinazione dell'asse leggermente maggiore di 90° o come pianeta che ha un'inclinazione leggermente inferiore a 90° e una rotazione retrograda. Queste due descrizioni sono esattamente equivalenti come descrizione fisica di un pianeta, ma il risultato è che la definizione di Polo Nord e Polo Sud è una l'opposta dell'altra.

Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole in maniera maggiore rispetto alle regioni prossime all'equatore. Tuttavia Urano è più caldo all'equatore che ai poli, anche se il meccanismo responsabile di questo non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche la ragione per cui l'asse di rotazione di Urano è così inclinato. Per spiegare quest'ultimo fatto è stata presentata un'ipotesi che si basa su una possibile collisione di Urano, durante le fasi di formazione, con un altro protopianeta, con risultato finale questa strana inclinazione dell'asse.

Sembra anche che l'estrema inclinazione dell'asse di rotazione di Urano causi delle variazioni estreme nelle stagioni per quanto riguarda il tempo meteorologico. Durante il viaggio del Voyager 2 le nubi di Urano erano estremamente deboli e miti, mentre osservazioni più recenti (2005) fatte tramite il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato una presenza molto più accentuata e turbolenta di allora, quando l'inclinazione dell'asse stava portando l'equatore nella direzione perpendicolare al Sole (tale allineamento si è avuto nel 2007).

CAMPO MAGNETICO

Il campo magnetico di Urano è strano in quanto non ha il suo centro nel nucleo del pianeta ed è inclinato di almeno 60° rispetto all'asse di rotazione. Probabilmente è generato dal movimento a profondità relativamente superficiali all'interno del pianeta. Nettuno ha un campo magnetico simile e quindi si pensa che questa stranezza non sia dovuta allo strana inclinazione dell'asse di Urano. La magnetosfera è attorcigliata dalla rotazione del pianeta in una spirale retrostante il pianeta stesso. La sorgente del campo magnetico è attualmente (2007) sconosciuta; attualmente non si ritiene più vera la supposizione dell'esistenza, tra il nucleo del pianeta e l'atmosfera, di un oceano super-pressurizzato composto da acqua ed ammoniaca che avrebbe potuto generare una conduzione elettrica.

ANELLI

Urano possiede un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km di diametro. Il sistema di anelli fu scoperto il 10 marzo 1977 da James L. Elliot, Edward W. Dunham e Douglas J. Mink grazie all'osservatorio volante Kuiper Airborne Observatory. La scoperta fu inaspettata: gli astronomi avevano predisposto l'aereo appositamente per studiare un fenomeno molto raro: l'occultazione di una stella da parte di Urano, con l'intento di poter studiare la sua atmosfera, che avrebbe filtrato i raggi della stella, prima che questa scomparisse dietro il pianeta. Il C141 trasportava un telescopio di 90 cm e un fotometro fotoelettrico molto sensibile, capace di misurare le più piccole variazioni di luminosità. Quando i ricercatori analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l'occultamento da parte del pianeta. Dopo ripetuti controlli, nel dubbio di un difetto nello strumento, conclusero che intorno ad Urano doveva esserci un sistema di anelli analoghi a quelli di Saturno. Tale sistema di anelli venne rilevato direttamente quando la sonda spaziale Voyager 2 passò nei pressi di Urano nel 1986.

Urano possiede due sistemi di anelli. Il sistema più interno è formato da undici sottili anelli planetari, mentre quello più esterno è formato da due anelli.

Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato due nuovi anelli precedentemente sconosciuti. Il più largo di questi ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti.[20] I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati chiamati il "secondo sistema di anelli" di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l'anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab, scoperto nel 2005 e dal diametro di circa 20 km, che orbita all'interno di tale anello.

SATELLITI

I satelliti naturali di Urano fino ad oggi (2005) scoperti sono 27, tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda.

Venere il grande pianeta caldo

Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza 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♀.

È l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, con l'eccezione della Luna, raggiungendo una magnitudine 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 e non è dotato di satelliti o anelli, poichè ha un campo magnetico debole.

Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il "pianeta gemello" della Terra, poiché i due mondi sono molto simili per quanto riguarda criteri quali dimensioni e massa.

CARATTERISTICHE

Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare, il che significa che, come la Terra, è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra, ed è spesso descritta come il suo "gemello",inoltre, Venere sta subendo la stessa evoluzione che ha avuto 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 terrestre. A causa di questa differenza di massa, sulla superficie di Venere l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,88 volte quella terrestre. A titolo di esempio, si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Venere, facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre, registrerebbe un valore pari a circa 61,6 kg.

Tuttavia, a dispetto di queste somiglianze, le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri, a causa della spessa atmosfera di biossido di carbonio. 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.[1]

In effetti Venere ha l'atmosfera più densa tra tutti i pianeti terrestri; 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 oceani di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie desertica 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 biossido di carbonio e da altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole composte da acido solforico, altamente riflettenti, che, insieme alle nubi dello strato inferiore[2], impediscono alla sua superficie di essere visibile dallo spazio; questa impenetrabilità ha originato molteplici discussioni, perdurate fino a quando i segreti del suolo di Venere furono rivelati dalla planetologia nel ventesimo secolo.

GEOGRAFIA

La superficie di Venere è stata mappata nel dettaglio solo nel corso degli ultimi venti anni; il progetto Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti: un numero sorprendentemente basso se confrontato a quello della Terra.

Circa l'80% della superficie di Venere è formata da lisce pianure vulcaniche. Il resto è costituito da due altipiani definiti continenti, uno nell'emisfero nord del pianeta e l'altro appena a sud dell'equatore. Il continente 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. Nel punto più alto i monti raggiungono gli 11 km al di sopra dell'altezza media della superficie del pianeta. Il continente a sud è chiamato Aphrodite Terra, dalla dea Greca dell'amore, e ha circa le dimensioni del Sud America. La maggior parte di questo continente è ricoperta da un intrico di fratture e di faglie.[3]

Oltre a crateri da impatto, montagne e valli, comuni ai pianeti rocciosi, Venere è caratterizzata da alcune strutture di superficie assolutamente peculiari. Fra queste vi sono: strutture vulcaniche chiamate farra, larghe 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 concentriche 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. In effetti, la superficie di Venere appare geologicamente molto giovane, i fenomeni vulcanici sono molto estesi, e lo zolfo nell'atmosfera dimostrerebbe, secondo alcuni esperti, l'esistenza di fenomeni vulcanici attivi ancora oggi. Tuttavia, questo solleverebbe un enigma: l'assenza di tracce del passaggio di lava che accompagni una caldera tra quelle visibili.

Quasi tutte le strutture di superficie di Venere prendono il nome da figure femminili storiche e mitologiche[4]. Le uniche eccezioni sono rappresentate dai Monti Maxwell, il cui nome deriva da James Clerk Maxwell, e da due regioni chiamate Alpha Regio e Beta Regio. Queste tre eccezioni si verificarono prima che il corrente sistema fosse adottato dall'Unione Astronomica Internazionale, l'ente che controlla la nomenclatura dei pianeti.[5]

GEOLOGIA

Anche se vi sono poche informazioni dirette sulla sua struttura interna, le somiglianze in termini di dimensioni e di densità tra Venere e la Terra suggeriscono che i due pianeti possano avere una struttura interna simile: un nucleo, un mantello e una crosta. Come quello della Terra, il nucleo venusiano è almeno parzialmente liquido. Le dimensioni leggermente inferiori di Venere suggeriscono che le pressioni siano più basse nella parte interna rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i due pianeti è l'assenza di placche tettoniche su Venere, dovute probabilmente alla superficie asciutta. Questo determina una minore dispersione di calore dal pianeta, impedendogli di raffreddarsi e dando una plausibile spiegazione alla mancanza di un campo magnetico generato internamente.[6]

Si ritiene che Venere sia soggetta a periodici episodi di movimenti tettonici, 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. Questo contrasta fortemente con la condizione più o meno stabile di subduzione e di deriva continentale che si verifica sulla Terra; tuttavia, la differenza è spiegabile con l'assenza su Venere di oceani, che agirebbero come lubrificanti nella subduzione. Le rocce superficiali di Venere avrebbero meno di mezzo miliardo di anni poiché l'analisi dei crateri di impatto suggerisce che le dinamiche di superficie avrebbero modificato la superficie stessa (eliminando gli antichi crateri) negli ultimi miliardi di anni.

PARAMETRI ORBITALI

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 dopo il tramonto. Quando l'elongazione è massima, Venere può restare visibile per diverse ore.

L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere. Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tramonto nel periodo dell'equinozio di primavera, oppure prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno. È importante anche l'angolo formato 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.

La rotazione di Venere è retrograda e molto lenta: un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. A causa della rotazione retrograda, 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.

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 retrogrado, esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione, che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione; ne deriva che lo stesso punto della superficie si viene a trovare nella stessa posizione rispetto al Sole ogni 117 giorni terrestri.

OSSERVAZIONI DA TERRA

Poiché il pianeta si trova vicino al Sole, può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle vicinanze del Sole stesso: durante il giorno la luminosità solare lo rende difficilmente visibile; è invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero), sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba (Lucifero) verso est, compatibilmente con la sua posizione.
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 ovest del Sole. La sua elongazione (la distanza angolare tra un pianeta e il Sole) può variare tra un valore massimo a ovest 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 congiunzione superiore, quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore.

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 condizione che la sua elongazione dalla stella sia massima e che il cielo sia particolarmente terso.

ATMOSFERA

Molto tempo prima dell'arrivo delle sonde sovietiche sul suolo di Venere, erano già state acquisite le prove che il pianeta disponeva di un'atmosfera:

anzitutto, prima e dopo la congiunzione inferiore, il pianeta presenta una "falce" con le estremità molto angolate rispetto al normale angolo teorico di 180° (osservabile, ad esempio, nella Luna). Questa è la prova dell'esistenza di un'atmosfera, dal momento che il prolungamento delle punte della falce è dovuto alla riflessione della luce solare anche nell'emisfero non esposto al Sole, in virtù di un fenomeno di diffusione, o crepuscolo, provocato dall'atmosfera.[7]
Quando Venere occulta una stella, l'occultamento non è istantaneo ma progressivo; cioè quando il disco del pianeta inizia a sovrapporsi a quello della stella, la luce della stella è ancora parzialmente visibile. Ciò si verifica perché la luce è in grado di penetrare parzialmente l'atmosfera. Analogamente, quando la stella ricompare, la luminosità non riappare improvvisamente (cosa che si verifica invece nel caso dell'occultamento di una stella da parte della Luna) ma in modo continuo.[8]
Ma fu durante il transito del 1761 che l'astronomo russo Mikhail Lomonosov potè effettuare la prima osservazione diretta dell'atmosfera di Venere.[9] Al telescopio, infatti, il pianeta, visto davanti al Sole, mostrava un margine non netto ma sfumato, cioè appariva circondato come da un alone: la prova palese dell'esistenza di un'atmosfera.[10]
L'atmosfera di Venere è molto diversa da quella della Terra; essa è estremamente spessa, e consiste soprattutto di anidride carbonica e una piccola percentuale di azoto. La massa atmosferica è circa 93 volte quella dell'atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla superficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra - una pressione equivalente a quella presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre. La densità sulla superficie è di 65 kg/m3 (6,5% di quella dell'acqua). L'enorme atmosfera ricca di CO2, insieme alle nubi di diossido di zolfo, genera il più forte effetto serra del sistema solare, creando una temperatura sulla superficie di oltre 460 °C.[11] Questo rende la superficie di Venere più calda di quella di Mercurio (e di qualunque 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 relativa sulla superficie.

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 originale, che generò un livello critico di gas serra nell'atmosfera.

CLIMA

Venere è un mondo con una situazione climatica estrema ed invariante. L'inerzia termica e lo spostamento del calore da parte dei venti nella parte più bassa dell'atmosfera fanno sì che la temperatura della superficie di Venere non cambi significativamente tra giorno e notte, nonostante la rotazione estremamente lunga del pianeta: quindi la superficie di Venere è isotermica, cioè mantiene una temperatura costante tra il giorno e la notte e tra l'equatore e i poli. [12] [13] [14] [15]

La modesta inclinazione assiale del pianeta - meno di tre gradi (in confronto ai 23,5° dell'asse terrestre) - contribuisce a diminuire ulteriormente i cambiamenti stagionali delle temperature. [16]

L'unica variazione apprezzabile si ha con l'aumento dell'altitudine: nel 1990 la Sonda Magellano, effettuando riprese radar, rilevò una sostanza molto riflettente che si trovava sulla cima dei picchi montuosi più alti, simile nell'aspetto alla neve che si trova sulle montagne della Terra; questa sostanza potrebbe formarsi in un processo simile a quello che causa 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 cime 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 elementare o persino di solfuro di piombo (galena). [17]

Il tellurio è un metallo raro sulla Terra, ma potrebbe essere abbondante su Venere. Anche secondo lo studioso delle atmosfere Dave Greenspun, il tellurio potrebbe assumere, sui picchi montuosi di Venere, dove la temperatura è più bassa rispetto alle altre zone della superficie, la forma di una specie di neve metallica.

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 notevole forza e trasportano polvere e pietre. Basterebbe solo questo a rappresentare un ostacolo al movimento di un uomo sulla superficie, anche se il calore e la pressione non fossero un problema. Nello strato più alto delle nubi, invece, i venti soffiano con grande intensità, fino a 300 km/h, e sferzano l'intero pianeta con un periodo di 4-5 giorni.

Le nubi di Venere sono soggette a frequenti scariche elettriche (fulmini), e anzi la loro composizione ne favorisce la formazione più frequentemente di quelle sulla Terra. [18] L'esistenza di fulmini è stata controversa fin da quando le sonde sovietiche Venera avevano osservato scariche elettriche nella parte bassa dell'atmosfera, che si succedevano con cadenze che sembravano decine o centinaia di volte più frequenti dei lampi sulla Terra. Gli scienziati sovietici chiamarono questo fenomeno "il drago elettrico di Venere".[10] In seguito, nel 2006 - 2007, la sonda Venus Express osservò chiaramente un'onda elettromagnetica di elettroni: era la prova che un fulmine si era appena scaricato. La sua apparenza intermittente indicava una traccia associata con attività climatica. Il tasso di fulmini è, secondo le stime più prudenti, la metà di quello sulla Terra. [18]

Le nuvole riflettono circa il 60% della luce solare nello spazio, e impediscono l'osservazione diretta della superficie di Venere nello spettro visibile. A causa dello strato di nubi, nonostante Venere sia più vicina al Sole di quanto lo sia la Terra, la superficie venusiana non ne è altrettanto riscaldata o illuminata. A mezzogiorno la luminosità di superficie corrisponde, grosso modo, a quella osservabile sulla Terra in una giornata molto nuvolosa.[10] 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 intravederne la luminosità. In assenza dell'effetto serra causato dall'anidride carbonica dell'atmosfera, la temperatura sulla superficie di Venere sarebbe abbastanza simile a quella terrestre.

ESPLORAZIONI

Oggi sappiamo che Venere è una specie di inferno, con una superficie rovente, oppressa da un'atmosfera corrosiva e da un'altissima pressione. Ma nel 1960 nessuno avrebbe potuto dire cosa ci fosse effettivamente sotto l'impenetrabile strato di nuvole del pianeta.

In quel periodo, Carl Sagan teorizzò che Venere fosse coperta da un oceano, non fatto di acqua ma di idrocarburi. Altri studiosi ritenevano che il pianeta fosse ricoperto da paludi, mentre altri ancora ipotizzavano un mondo desertico. Gli scienziati sovietici delle missioni Venera erano così propensi ad aspettarsi un oceano che sulla sonda Venera 4, lanciata nel 1967, installarono un morsetto fatto di zucchero bianco raffinato che, a contatto con l'acqua (o un altro fluido dotato della giusta composizione e temperatura), si sarebbe sciolto, facendo scattare l'antenna, che con questo stratagemma si sarebbe salvata dall'affondamento della sonda[10]. Ma su Venere la sonda Venera 4 non solo non trovò un oceano, ma non raggiunse neppure la superficie: smise infatti di trasmettere quando la pressione atmosferica superò le 15 atmosfere: soltanto una frazione delle 93 atmosfere presenti sulla superficie del pianeta.

Si trattava, comunque, di un risultato straordinario: per la prima volta un veicolo costruito dall'uomo aveva comunicato dati relativi all'analisi delle condizioni di un ambiente extraterrestre. I russi si misero subito d'impegno per progettare una sonda più resistente. Il team di V. G. Perminov ipotizzò dapprima che tale sonda dovesse resistere a una pressione di 60 atmosfere, quindi di 100, e infine di 150 atmosfere.[10] Per tre anni, il team di Perminov testò le sonde in condizioni estreme e, per simulare l'atmosfera di Venere, costruì la più grande pentola di Papin del mondo - in pratica una pentola a pressione gigantesca - in cui le sonde venivano immesse finché non si schiacciavano o fondevano.[10]

Finalmente, il 15 dicembre 1970, la Venera 7 trasmise il segnale tanto atteso: la prima sonda costruita dall'uomo era atterrata su un altro pianeta e aveva comunicato con la Terra. Nel 1975 i sovietici inviarono la sonda Venera 9, equipaggiata con un disco frenante per la discesa nell'atmosfera e di ammortizzatori per l'atterraggio, che trasmise immagini in bianco e nero della superficie di Venere, mentre le sonde Venera 13 e 14 rimandarono le prime immagini a colori di quel mondo.[24]