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Vènere (astronomia)

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Descrizione generale

Il secondo pianeta del sistema solare (simbolo ), distante mediamente 108 milioni di km dal Sole (eccentricità 0,0086), ha un'orbita inclinata di 3° 24´; pur essendo il pianeta che più si approssima alla Terra (0,27 UA, pari a ca. 40 milioni di chilometri), è stato anche, fino a pochi anni or sono, uno degli oggetti celesti più misteriosi. Il disco telescopico di Venere – anche a motivo dell'elevatissimo splendore (il pianeta riflette il 69% della luce solare che l'investe) – solo con difficoltà offre visione di qualche dettaglio, il quale, tuttavia, fin dai tempi delle prime osservazioni di G. D. Cassini (1666), venne giustamente attribuito a formazioni temporanee dell'atmosfera planetaria. Nel 1890, G. Schiaparelli credette di stabilire in 225 giorni il periodo della rotazione assiale di Venere (sincrono a quello di rivoluzione); un dato che rimase condiviso dalla maggioranza dei planetologi fin verso la fine degli anni Sessanta del secolo successivo. Venne infatti rilevata una circostanza dall'apparenza paradossale, poiché osservazioni nell'ultravioletto sembravano denotare un periodo rotazionale di 3-4 giorni, in assoluto contrasto con quello di 243 giorni denotato dalle prime prospezioni radar. Poiché le osservazioni ottiche si riferivano ai livelli atmosferici del pianeta – impenetrabili a causa della densa coltre nuvolosa che li occupa permanentemente (e che è responsabile dell'elevata loro riflettività) – laddove quelle in radiofrequenza utilizzavano gli echi riflessi dalla superficie solida, ne derivava che il corpo planetario godeva di una durata del “giorno” più lunga di quella annua; motivo per cui dalla superficie venusiana il Sole, se fosse visibile, sorgerebbe a W per tramontare a E. Dal canto suo, l'involucro aereo (o almeno i suoi strati superiori) viene trascinato dalle correnti con velocità 60 volte superiore a quella di rotazione del pianeta intorno al suo asse. Da notare, inoltre, che la rotazione di Venere è retrograda rispetto a quella di quasi tutti gli altri oggetti del sistema solare; l'asse è inclinato di 177° rispetto al piano orbitale.

Le esplorazioni spaziali

In concomitanza con i primi rilevamenti radar, nel 1962 ebbe inizio l'esplorazione spaziale di Venere con le sonde sovietiche della classe Venera, le quali alla fine del 1983 annoveravano ben 22 missioni; le due sonde gemelle Vega (dicembre 1985) vi hanno sganciato moduli di atterraggio e palloni sonda. Per la presenza della spessa coltre di nubi, la superficie di Venere è osservabile solo da veicoli che vi atterrino sopra o mediante scansione con onde radar. Le prime fotografie della superficie di Venere sono state inviate alla Terra dalle sonde Venera 9 e Venera 10. La prima carta abbastanza dettagliata del 93% della superficie di Venere è stata realizzata con le apparecchiature radar del veicolo statunitense Pioneer 12, messo in orbita attorno al pianeta il 4 dicembre 1978. Due sonde sovietiche, Venera 15 e Venera 16, entrate in orbita attorno a Venere verso la metà dell'ottobre 1983, hanno realizzato una mappa radar con una risoluzione molto migliore della precedente, particolarmente dell'emisfero nord. Questo tipo di ricognizione ha comunque raggiunto le migliori definizioni spaziali (solo poche decine di km) grazie ai ripetuti scandagli da parte del modulo orbitante della missione NASA Pioneer-Venus e della Magellano. La rispettabile mole dei dati topografici forniti dai rilevamenti radar effettuati nello spazio dalla sonda Magellano e da Terra mediante il colossale paraboloide di Arecibo (300 m di diametro) costituiscono il patrimonio più esauriente di cui oggi gli astronomi dispongono per approfondire la conoscenza scientifica del pianeta. L'esplorazione da parte della missione circumvenusiana ha prodotto “strisciate” della superficie di Venere nelle quali la risoluzione spaziale è dell'ordine dei 10 km, e di soli 50 m quella altimetrica. Esse, in numerose regioni pianeggianti, mostrano accumuli di depositi incoerenti (forse polveri) addossati a ostacoli naturali, evidentemente posti sottovento. Hanno mostrato l'esistenza di centinaia di migliaia di elevazioni di natura vulcanica inferiori ai 15 km di diametro, che costellano il suolo, specie sui fianchi delle masse “continentali”. In talune regioni, il parziale sprofondamento della crosta superficiale entro gli antichi bacini magmatici appare testimoniato da strutture crateriche (caldere) di 60-65 km di diametro. Inoltre, i palesi fenomeni di origine effusiva (depositi di lave basaltiche) riconosciuti in alcuni vasti corrugamenti del suolo, le innumerevoli tracce di processi di demolizione superficiale (canyons, rifts, ecc.), attestano – pressoché ovunque – l'originaria natura plutonica dei processi che hanno modellato la superficie venusiana. § Attività endogena. Il rilevamento delle anomalie gravimetriche mostrate da Venere ha consentito ai planetologi di abbozzare una teoria orogenetica plausibile che attesta come, sul pianeta, i fenomeni tettonici abbiano agito in modo sensibilmente diverso che sulla Terra. Una discreta correlazione sembra sussistere fra le suddette anomalie e la distribuzione topografica di alcune intumescenze tipiche – alle quali è stata assegnata la denominazione di coronae – che appaiono delimitate da recinti anulari consistenti in scarpate di 2000-3000 m di dislivello. L'assenza di acqua allo stato liquido, unita alla plasticità della crosta solida (entrambe conseguenti agli alti livelli termici), avrebbe impedito la frattura del materiale crostale in grandi zolle continentali e frenato ogni processo di deriva che, sotto la spinta della circolazione convettiva esercitata dai materiali fusi presenti nel sottostante mantello superiore (l'astenosfera), ne avesse potuto trascinare le eventuali placche. Al contrario, le spinte ascensionali provenienti da alcune zone “calde”, ben circoscritte nell'astenosfera, si sarebbero limitate a sollevare i sovrastanti strati crostali (e, con ogni probabilità, ve li manterrebbero tuttora tali) dando con ciò luogo alla morfologia tipica delle coronae venusiane. In altri termini, gli edifici orografici, su Venere, non si manterrebbero stabili per equilibrio isostatico con la crosta contigua, bensì in conseguenza di un equilibrio dinamico raggiunto con l'astenosfera, a somiglianza di sfere leggere di celluloide sostenute in alto da zampilli d'acqua. § Attività eruttiva. La prima indagine di Venere eseguita attraverso il telescopio spaziale Hubble (24 gennaio 1995) ha fornito immagini nell'ultravioletto paragonabili, per finezza di dettagli, a quelle trasmesse dal Pioneer Venus Orbiter (PVO) negli anni Ottanta. La particolare banda elettromagnetica di ripresa ha consentito agli astronomi (Università del Colorado) di eseguire una precisa valutazione della concentrazione di anidride solforosa SO₂ entro gli strati superiori delle nubi venusiane. La SO₂ rappresenta una sostanza che, sulla Terra, viene liberata in gran quantità nel corso delle eruzioni; essa, anzi, ne misura in qualche modo il grado di attività. Componendosi con l'ossigeno atmosferico e, in seguito, con il vapor d'acqua, finisce con il trasformarsi in acido solforico e con il precipitare al suolo in piogge acide. Poiché ci si attende che la SO₂ di origine venusiana sia sottoposta a un trattamento analogo, essa ha attratto l'attenzione dei planetologi, che vi ravvedono una sorta di indice per la valutazione di una possibile fenomenologia attiva di vulcanismo. Le ricerche in merito hanno mostrato i segni evidenti di come il tasso di SO₂ nelle nubi di Venere sia andato decrescendo di continuo a partire dalle determinazioni effettuate dal PVO (400 p.p.m. nel 1979; meno di 200 nel 1983), proseguite con l'International Ultraviolet Explorer (poco più che 100 p.p.m. nel corso degli anni Ottanta) fino a quelle del telescopio spaziale Hubble, che hanno confermato la tendenza a decrementi ulteriori. Da questo tipo di comportamento sembra legittimo dedurre che un'imponente manifestazione di vulcanismo – della quale stiamo appunto verificando lo svanire degli effetti – si sia prodotta su Venere in un passato piuttosto recente. L'evento forse risale a non oltre 4-5 lustri or sono, allorché una massa di 200-300 milioni di t di SO₂ gassosa (equivalente al quantitativo emesso nell'eruzione Krakatoa del 1883) è stata presumibilmente immessa nell'atmosfera del pianeta. Il quesito che ora si pongono gli esperti di planetologia è di individuare quale sia – fra le tante e imponenti – la bocca vulcanica resasi protagonista di un evento tanto grandioso per le conseguenze apportate su scala planetaria. Di nuovo, la prospezione radar si sta rivelando preziosa, e ciò grazie all'esame del potere riflettente che caratterizza i terreni diversi – per natura mineralogica e per morfologia – nei confronti delle microonde che li investono. Generalmente, agli echi radar, le distese pianeggianti di Venere appaiono più oscure di quelle accidentate e rugose (è da ricordare che la visione ottica del pianeta è interdetta dalle perenni stratificazioni nuvolose); peraltro, l'alta riflettività (specialmente ai 12,6 cm di lunghezza d'onda) manifestata da alcuni altipiani e massicci montuosi non appare del tutto spiegabile con i normali effetti di riflessione pura. Il fenomeno è stato studiato all'Università di Washington, e la conclusione più condivisa è quella di ritenere che le aree a radar-riflettività anomala individuino in effetti depositi di pirrotite, ossia sostanze metalliche di elevata costante dielettrica (sali di cloro, iodio, ferro, zolfo) che – gassosi all'origine, in quanto immessi fra le emanazioni vulcaniche – divengono suscettibili di sublimare in cristalli soltanto a partire da quelle quote in cui il gradiente della decrescita termica, da temperature al suolo aggirantisi sui 470 °C , consente loro il trapasso di fase. Una volta applicato tale criterio interpretativo sui dati osservativi, ne discende anche che la datazione delle morfologie vulcaniche che appaiono dotate di minor radar-riflettività rispetto alla media, debba necessariamente venir considerata meno remota in conseguenza del non sufficiente accumulo di pirrotite. I dati oggi disponibili sull'atmosfera di Venere dimostrano che si tratta di una miscela gassosa composta per il 96% di CO₂ e per il 4% circa di azoto N₂: in tracce, sono presenti ossigeno molecolare O₂, ossido di carbonio CO, vapor acqueo H₂O (0,005%) e, in maggior percentuale, biossido di zolfo SO₂ (0,02%). Argo e kripton sono anch'essi rilevabili. Il limite superiore dell'atmosfera venusiana si pone a 115 km sul livello medio del suolo. A quelle quote, gli effetti fotochimici della radiazione solare producono una nebbia di goccioline (aerosol) d'acqua e di acidi (fluoridrico, cloridrico, solforico), che si raccolgono ai livelli inferiori. La nebbia diviene progressivamente opaca alla luce solare, fino a dar luogo (a ca. 80 km di quota) a una coltre di nubi color giallastro che sprofonda per 40-50 km e assorbe in modo completo la luce diretta del Sole, riflettendo verso l'esterno buona parte dell'ultravioletto. Appunto, è solo in questa banda elettromagnetica che le sonde hanno rivelato le immagini delle formazioni nuvolose e della loro caratteristica disposizione a forma di Y, coricata sul piano equatoriale, le cui braccia appaiono divergere dal punto subsolare. Alla sommità delle nubi, la pressione e le temperature registrate dalle sonde che vi sono penetrate si aggirano rispettivamente sui 200 millibar e sui -40 ºC. É a questi livelli che sono state registrate le correnti aeree di 360 km/h alle quali va imputata la rapidissima rotazione generale delle nubi: essi delimitano una specie di stratosfera superiore rispetto alla troposfera sottostante. Alla base di quest'ultima (e della coltre di nubi), le correnti si riducono a 120 km/h, per scendere rapidamente fino a 10-12 km orari al suolo. Pressione e temperatura aumentano di pari passo, fino a raggiungere le 7 atm e i 200 ºC a 30 km di quota, e 92 atm e 465 ºC, in media, a quota zero. Lo strato aereo adiacente al suolo si presenta privo di nubi e perfettamente trasparente: esso contiene i tre quarti della massa atmosferica del pianeta e produce, verosimilmente, imponenti fenomeni di miraggi ottici a causa dell'estrema sua densità. Il regime termico oltremodo elevato dell'ambiente venusiano fu per la prima volta registrato da C. Mayer (1958), che ne esaminò la radiazione termica dissipata sulla lunghezza d'onda di 3,15 m: l'enorme tasso di calore accumulato è conseguenza dell'imponente “effetto serra” sviluppatosi su scala planetaria. In realtà, l'intrappolamento della radiazione termica riemessa dal pianeta per effetto del riscaldamento da parte del Sole – al quale Venere è tanto più vicino che la Terra – non è apparso riconducibile alla sola presenza di CO₂ (il quale agirebbe soltanto per il 55%), bensì anche a quella delle componenti nuvolose (acido solforico e cloridrico). In ogni caso, l'eccessivo surriscaldamento è conseguenza dell'instabilità della molecola dell'acqua (i cui componenti vengono dissociati dall'azione fotochimica solare) e, quindi, dell'impossibilità che si formino e permangano bacini oceanici entro i quali l'eccesso di anidride carbonica aerea (e delle altre componenti molecolari) potrebbe disciogliersi, sottraendosi al contenuto atmosferico.

Morfologia

Le immagini rinviate dai luoghi di approdo delle Venera, nei brevi istanti della loro sopravvivenza alle proibitive condizioni dell'ambiente, mostrano un suolo arido e petroso, pesantemente inciso dall'erosione meteorica. In realtà, le goccioline aeree di acido solforico non raggiungono la superficie del pianeta, ma vengono risospinte nella coltre di nubi dall'impeto delle correnti. La struttura orografica della superficie di Venere è acquisizione esclusivamente dovuta ai vari sondaggi radar. Vi si distinguono due regioni più elevate (gli altopiani di Aphrodite Terra e di Ishtar Terra) che potrebbero venir considerate dei continenti e plaghe elevate, di minor vastità. Le depressioni vengono indicate col termine di planitia (Sedna planitia, Lavinia planitia, Helen planitia, Atalanta planitia). Il raggio medio del pianeta è pari a 6051,4 km; in generale, la superficie solida di Venere consiste per il 65% di regioni pianeggianti, ondulate, nelle quali si riconoscono pianure,bassopiani, vallate, con dislivelli compresi fra 1500 e -500 m sopra e sotto il livello di riferimento. Caldere di origine vulcanica si aprono su di alcune sommità (Theia Mons, Rheia Mons) ove denunciano quell'attività interna che, nella sua storia geologica, ha modellato la crosta del pianeta. La crosta di Venere è molto più spessa di quella terrestre e i vulcani attivi vi nascono come conseguenza di fratture locali della crosta. Al di sopra delle regioni vulcaniche venusiane sono stati osservati frequentemente dei lampi, certamente dovuti alle enormi differenze di potenziale tra le nubi di polveri vulcaniche e il suolo. L'osservazione di un'eruzione vulcanica di enorme violenza con un altissimo pennacchio ha fornito dati molti utili per lo studio dell'evoluzione del pianeta e della sua atmosfera . Non è stato rilevato campo magnetico apprezzabile, né fasce di radiazione, ma solo la presenza di una ionosfera a triplice strato, compresa fra 120 e 180 km di altitudine. All'interno, il pianeta sembra contenere un nucleo centrale meno sviluppato del corrispondente terrestre (conterrebbe il 23% della massa totale, contro il 32%), fatto che motiverebbe la densità generalmente inferiore del pianeta. Nella storia della conoscenza di Venere, è noto come la circostanza di esser esso un pianeta interno abbia consentito a Galilei – grazie al mutare delle fasi di illuminazione nel corso della rivoluzione sinodica – di trovarvi decisiva conferma a favore della teoria copernicana. Vanno ricordate le successive osservazioni degli italiani Fontana e Bianchini i quali, nel sec. XVIII – oltre a Cassini – ne disegnarono le vaghe ombre, ritenendole mari. Anche l'evento dei transiti di Venere dinanzi al disco solare (che si verificano a intervalli di 120 e di 8 anni) è stato utilizzato, in passato, nella determinazione della parallasse solare; ma il metodo risulta scarsamente accurato a causa del fenomeno della “goccia nera” (accentuato dalla presenza dell'atmosfera su Venere), che sembra prolungare l'istante del contatto interno. Per questo motivo i prossimi transiti del 2004 e del 2012 non saranno probabilmente usati a questo fine. La radaresplorazione da parte della sonda Magellano – effettuata, dall'agosto 1990 all'ottobre 1994, con risoluzione spaziale di 10-15.000 m e con una risoluzione altimetrica pari a 50 m – ha mostrato, in numerose regioni pianeggianti, la presenza di strisce di depositi polverosi addossati a ostacoli naturali posti sottovento e l'esistenza di innumerevoli strutture di natura vulcanica in numero pari a centinaia di migliaia: edifici a scudo di meno di 15 km di diametro, paragonabili alla tipologia hawaiiana, che costellano il suolo, specie in corrispondenza dei fianchi delle elevazioni “continentali”. Rilievi circolari crateriformi fino a 60-65 km di diametro (caldere) affiorano in talune regioni manifestando fenomeni di parziale sprofondamento dentro l'antico materiale magmatico. Effusioni solidificate di lava basaltica, all'origine di vasti corrugamenti, di erosioni superficiali di tipo “fluviale”, di canyons, ecc., tradiscono – pressoché ovunque – l'originaria natura plutonica del suolo venusiano. Tra le finalità più interessanti riposte nella missione Magellano, vi era quella di stabilire un'accettabile teoria orogenetica della crosta di Venere mediante il rilevamento delle anomalie del campo gravitazionale. La scoperta di intumescenze del suolo, delimitate da tipici recinti anulari consistenti in scarpate di 2-3000 m di dislivello – sono state denominate coronae – ha suggerito un'ipotesi ritenuta convincente. Esse starebbero a significare che la tettonica, su Venere, ha proceduto in modo alquanto diverso che sulla Terra. L'assenza di acqua allo stato liquido, unita alla plasticità della crosta – mantenuta tale dagli alti livelli termici – avrebbe impedito la frattura di essa in grandi zolle continentali e frenato ogni processo di deriva di eventuali placche crostali sotto l'azione delle correnti convettive alimentate dai materiali fusi nel sottostante mantello superiore (astenosfera). Viceversa, le spinte ascensionali provenienti da alcune zone “calde” del mantello sarebbero state in grado di sollevare le sovrastanti zone crostali (e, con ogni probabilità, ve le manterrebbero tuttora) provocando in esse tutta la morfologia tipica delle coronae venusiane. In altri termini, gli edifici orografici non si manterrebbero stabili sul pianeta per equilibrio isostatico con la crosta, bensì vi si manterrebbero attraverso un equilibrio dinamico con l'astenosfera, a somiglianza di leggere sfere di celluloide sulla sommità di zampilli d'acqua.