Venere

Dati astronomici di base

Vista attraverso un telescopio, Venere presenta all’osservatore un brillante volto giallo-bianco, essenzialmente privo di caratteristiche. Il suo aspetto oscurato deriva dal fatto che la superficie del pianeta è nascosta alla vista da una copertura continua e permanente di nuvole. Le caratteristiche tra le nuvole sono difficili da vedere in luce visibile., Quando osservate alle lunghezze d’onda ultraviolette, le nuvole mostrano segni scuri distintivi, con complessi modelli vorticosi vicino all’equatore e bande luminose e scure su scala globale che sono a forma di V e si aprono verso ovest. A causa delle nuvole avvolgenti, si sapeva poco della superficie, dell’atmosfera e dell’evoluzione di Venere prima dei primi 1960, quando furono intraprese le prime osservazioni radar e le navicelle spaziali fecero i primi flyby del pianeta.

Venere orbita attorno al Sole ad una distanza media di 108 milioni di km (67 milioni di miglia), che è circa 0,7 volte la distanza della Terra dal Sole. Ha l’orbita meno eccentrica di qualsiasi pianeta, con una deviazione da un cerchio perfetto di solo circa 1 parte su 150. Di conseguenza, le sue distanze al perielio e all’afelio (cioè, quando è rispettivamente più vicino e più lontano dal Sole) variano poco dalla distanza media. Il periodo della sua orbita—cioè la lunghezza dell’anno venusiano—è di 224,7 giorni terrestri., Mentre Venere e la Terra ruotano attorno al Sole, la distanza tra loro varia da un minimo di circa 42 milioni di km (26 milioni di miglia) ad un massimo di circa 257 milioni di km (160 milioni di miglia).

Poiché l’orbita di Venere si trova all’interno di quella terrestre, il pianeta mostra fasi come quelle della Luna se visto dalla Terra. Infatti, la scoperta di queste fasi da parte dello scienziato italiano Galileo nel 1610 fu una delle più importanti nella storia dell’astronomia., Ai tempi di Galileo il modello prevalente dell’universo era basato sull’affermazione dell’astronomo greco Tolomeo quasi 15 secoli prima che tutti gli oggetti celesti ruotassero attorno alla Terra (vedi sistema tolemaico). L’osservazione delle fasi di Venere era incoerente con questa visione, ma era coerente con l’idea dell’astronomo polacco Nicolaus Copernico che il sistema solare fosse centrato sul Sole. L’osservazione di Galileo delle fasi di Venere fornì la prima prova osservativa diretta per la teoria copernicana.,

La rotazione di Venere sul suo asse è insolita sia nella sua direzione che nella sua velocità. Il Sole e la maggior parte dei pianeti del sistema solare ruotano in senso antiorario se visti dall’alto dei loro poli nord; questa direzione è chiamata diretta o prograde. Venere, tuttavia, ruota nella direzione opposta o retrograda. Se non fosse per le nuvole del pianeta, un osservatore sulla superficie di Venere vedrebbe il Sole sorgere a ovest e tramontare a est. Venere gira molto lentamente, impiegando circa 243 giorni terrestri per completare una rotazione rispetto alle stelle—la lunghezza del suo giorno siderale., I periodi di rotazione e orbitale di Venere sono quasi sincronizzati con l’orbita terrestre in modo tale che, quando i due pianeti sono più vicini, Venere presenta quasi la stessa faccia verso la Terra. Le ragioni di questo sono complesse e hanno a che fare con le interazioni gravitazionali di Venere, Terra e Sole, così come gli effetti della massiccia atmosfera rotante di Venere. Poiché l’asse di rotazione di Venere è inclinato solo di circa 3° verso il piano della sua orbita, il pianeta non ha stagioni apprezzabili. Inoltre, il periodo di rotazione di Venere ha rallentato di 6.,5 minuti tra due serie di misurazioni effettuate nel 1990-92 e 2006-08. Gli astronomi non hanno ancora una spiegazione soddisfacente per le peculiari caratteristiche rotazionali di Venere. L’idea citata più spesso è che, quando Venere si stava formando dall’accrescimento di blocchi planetari (planetesimali), uno dei più grandi di questi corpi si scontrò con la proto-Venere in modo tale da rovesciarla e possibilmente rallentare anche la sua rotazione.

Il raggio medio di Venere è di 6.051, 8 km (3.760, 4 miglia), o circa il 95% della Terra all’Equatore, mentre la sua massa è di 4,87 × 1024 kg, o 81,5% quella della Terra., Le somiglianze con la Terra in dimensioni e massa producono una somiglianza in densità – 5,24 grammi per centimetro cubo per Venere, rispetto a 5,52 per la Terra. Si traducono anche in una gravità superficiale paragonabile: gli esseri umani in piedi su Venere possederebbero quasi il 90% del loro peso sulla Terra. Venere è più quasi sferica della maggior parte dei pianeti. La rotazione di un pianeta generalmente causa un rigonfiamento all’equatore e un leggero appiattimento ai poli, ma la rotazione molto lenta di Venere gli consente di mantenere la sua forma altamente sferica.