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Sistema Solare 1

Il sistema solare

Introduzione

Origine ed evoluzione del sistema solare

Elaborazione artistica raffigurante un disco protoplanetario

Le teorie riguardanti l'origine e l'evoluzione del sistema solare sono varie e investono numerose discipline scientifiche, dall'astronomia alla fisica, alla geologia. Molte nei secoli sono state le teorie proposte per l'origine del sistema solare, è tuttavia dal XVIII secolo che iniziano a prendere forma le teorie moderne.L'inizio dell'era spaziale, le immagini di altri pianeti del sistema solare, i progressi nella fisica nucleare e nell'astrofisica hanno contribuito a modellare le attuali teorie sull'origine e sul destino del sistema solare.

Formazione iniziale

Un disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione

La nebulosa solare

L'ipotesi sull'origine del sistema solare che attualmente gode di maggior credito è quella della nebulosa, proposta inizialmente da Immanuel Kant nel 1755 e indipendentemente da Pierre-Simon Laplace. La teoria della nebulosa afferma che il sistema solare ha avuto origine dal collasso gravitazionale di una nube gassosa, la nebulosa solare. Si calcola che la nebulosa avesse un diametro di circa 100 AU e una massa circa 2-3 volte quella del Sole. Si ipotizza che nel tempo una forza interferente (probabilmente una vicina supernova) abbia compresso la nebulosa, spingendo materia verso il suo interno ed innescandone il collasso. Durante il collasso, la nebulosa avrebbe iniziato a ruotare più rapidamente, secondo la legge di conservazione del momento angolare, e a riscaldarsi. Con procedere dell'azione della gravità, della pressione, dei campi magnetici e della rotazione, la nebulosa si sarebba appiattita in un disco protoplanetario con una protostella al suo centro in via di contrazione.
La teoria prosegue ipotizzando che da questa nube di gas e polveri si formarono i diversi pianeti. Si stima che il sistema solare interno fosse troppo caldo per impedire la condensazione di molecole volatili quali acqua e metano: vi si formarono pertanto dei planetesimi relativamente piccoli (fino allo 0,6% della massa del disco) e formati principalmente da composti ad alto punto di fusione, quali silicati e metalli. Questi corpi rocciosi evolveranno successivamente nei pianeti di tipo terrestre. Più esternamente, oltre la linea di congelamento, si svilupparono invece i giganti gassosi Giove e Saturno, mentre Urano e Nettuno catturarono meno gas e si condensarono attorno a nuclei di ghiaccio.
Grazie alla loro massa sufficientemente grande, i giganti gassosi hanno trattenuto l'atmosfera originaria sottratta alla nebulosa; i pianeti di tipo terrestre l'hanno invece perduta, la loro atmosfera è frutto di vulcanismo, impatti con altri corpi e, nel caso della Terra, l'evoluzione della vita.
Secondo questa teoria dopo cento milioni di anni la pressione e la densità dell'idrogeno nel centro nella nebulosa divennero grandi a sufficienza per avviare la fusione nucleare nella protostella. Il vento solare prodotto dal neonato Sole spazzò via i gas e le polveri residui del disco allontanandoli nello spazio interstellare e fermando così il processo di crescita dei pianeti.



Problemi del modello a nebulosa

Uno dei problemi è posto dal momento angolare. Con la concentrazione della grande maggioranza della massa del disco al suo centro, anche il momento angolare avrebbe dovuto concentrarsi allo stesso modo, invece la velocità di rotazione del Sole è inferiore a quanto previsto dal modello teorico e i pianeti, pur rappresentando meno dell'1% della massa del sistema solare, contribuiscono a oltre il 90% del momento angolare totale. Una possibile spiegazione è che la rotazione del nucleo centrale della nebulosa sia stata rallentata dall'attrito con gas e polveri. Anche i pianeti al posto sbagliato sono un problema per il modello a nebulosa. Urano e Nettuno si trovano in una regione in cui la loro formazione è poco probabile, data la ridotta densità della nebulosa a tale distanza dal centro. Si introduce pertanto una successiva ipotesi secondo la quale le interazioni tra la nebulosa ed i planetesimi avrebbero prodotto dei fenomeni di migrazione planetaria.
Anche alcune proprietà dei pianeti pongono problemi. L'ipotesi della nebulosa prevede necessariamente che tutti i pianeti si formino esattamente sul piano dell'eclittica, invece le orbite dei pianeti presentano tutte delle inclinazioni (anche se piccole ) rispetto a tale piano.
Inoltre questa prevede che sia i pianeti giganti sia le loro lune, siano tutti allineati al piano dell'eclittica. Al contrario di quanto prevede la teoria, le osservazioni mostrano che la maggior parte dei pianeti giganti ha un'apprezzabile inclinazione assiale: Urano ha addirittura una notevole inclinazione (ben 98°) che fa sì che il pianeta rotoli sulla sua orbita.
Un ulteriore elemento di incongruenza tra teoria ed osservazione è dato dalle grandi dimensioni della Luna terrestre e le orbite irregolari di altri satelliti che sono incompatibili col modello a nebulosa; per giustificare la teoria si introduce una ulteriore ipotesi secondo la quale tali discrepanze siano il frutto di avvenimenti accaduti successivamente alla nascita del sistema solare.

Una stima dell'età

Attraverso misure radiometriche su dei meteoriti, alcuni ricercatori hanno stimato che l'età del sistema solare sia di circa 4,5 miliardi di anni.
Le più vecchie rocce della Terra sono vecchie circa 3,9 miliardi di anni. Rocce di questa età sono rare, dato che la superficie terrestre è soggetta ad un continuo rimodellamento dovuto a erosione, vulcanismo e movimento delle placche continentali.
Vista la difficoltà di reperire rocce la cui età sarebbe compatibile, per stimare l'età del sistema solare si studiano le meteoriti che sono precipitate sul pianeta: affinché l'età della terra sia databile con questo metodo è necessario che abbia la medesima dell'età delle rocce spaziali. Diventa necessario ipotizzare che queste si siano formate nelle prime fasi di condensazione della nebulosa solare, contemporaneamente ai pianeti, non si siano formate successivamente e non siano pervenute dall'esterno del sistema. Le meteoriti più vecchie (come quella di Canyon Diablo sono state datate 4,6 miliardi di anni, pertanto questo è un limite inferiore dell'età del sistema solare).

Evoluzione successiva

Fino alla fine del XX secolo si è pensato che i pianeti occupino oggi orbite simili e vicine a quelle che avevano in origine; questa visione è andata cambiando radicalmente in tempi recenti e si pensa che l'aspetto del sistema solare alle sue origini fosse molto diverso da quello attuale. Si ipotizza oggi che i corpi presenti nel sistema solare interno alla fascia degli asteroidi con massa non inferiore a quella di Mercurio fossero cinque (e non gli attuali quattro), che il sistema solare esterno fosse più compatto di com'è oggi e che la fascia di Kuiper occupasse un'orbita più distante dell'attuale. Gli impatti tra corpi celesti, ancorché rari sulla scala dei tempi della vita umana, sono considerati una parte essenziale dello sviluppo e dell'evoluzione del sistema solare. Oltre all'impatto da cui si ipotizza abbia avuto origine la Luna terrestre, anche il sistema Plutone-Caronte si pensa derivi da un impatto tra oggetti della fascia di Kuiper. Esempi recenti di collisioni sono lo schianto della cometa Shoemaker-Levy 9 su Giove nel 1994 e il cratere Meteor Crater che si trova in Arizona.

Sistema solare interno

Stando alle ipotesi che godono attualmente di maggior credito, il sistema solare interno fu teatro di un gigantesco impatto tra la Terra ed un corpo di massa analoga a quella di Marte (il "quinto corpo" cui si è accennato in precedenza). Da tale impatto si formò la Luna. Si ipotizza che tale corpo si sia formato in uno dei punti lagrangiani stabili del sistema Terra-Sole e sia nel tempo andato alla deriva.

Fascia degli asteroidi

Secondo l'ipotesi della nebulosa, la fascia degli asteroidi conteneva inizialmente una quantità di materia più che sufficiente per formare un pianeta, tuttavia i planetesimi che vi si formarono non poterono fondersi in un unico corpo a causa dell'interferenza gravitazionale prodotta da Giove, venutosi a formare prima. Allora come oggi, le orbite dei corpi nella fascia degli asteroidi sono in risonanza con Giove, tale risonanza causò la fuga di numerosi planetesimi verso lo spazio esterno e impedì agli altri di consolidarsi in un corpo massiccio. Sempre secondo questa ipotesi, gli asteroidi osservati oggi sono i residui dei numerosi planetesimi che si sarebero formati nelle prime fasi della nascita del sistema solare. L'effetto di Giove avrebbe scalzato dall'orbita la maggior parte della materia contenuta originalmente nell'orbita della fascia, e la massa degli asteroidi residui oggi è circa 1/10 di quella della Terra. La perdita di massa sarebbe stato il fattore cruciale che impedì agli oggetti della fascia degli asteroidi di consolidarsi in un pianeta. Gli oggetti di grande massa hanno un campo gravitazionale sufficiente ad impedire la perdita di grandi quantità di materia in seguito ai violenti impatti con altri corpi celesti (i frammenti ricadono sulla superficie del corpo principale); i corpi più massicci della fascia degli asteroidi non sarebbero stati invece sufficientemente massicci: le collisioni li hanno frantumati ed i frammenti sono sfuggiti alla reciproca attrazione gravitazionale. La prova delle avvenute collisioni è osservabile nelle piccole lune che orbitano attorno agli asteroidi più grandi, che possono essere considerati frammenti la cui energia non è stata sufficiente per potersi separare dal corpo principale.

I pianeti esterni

È opinione diffusa oggi che la parte esterna dei sistema solare sia stata foggiata dalle migrazioni planetarie. Molti degli oggetti della fascia di Kuiper furono scagliati verso il sistema solare interno da Saturno, Urano e Nettuno, mentre Giove spesso spinse questi oggetti fuori dal sistema solare. Come risultato di queste interazioni, Giove migrò su orbite più strette verso il Sole, mentre Saturno, Urano e Nettuno migrarono verso l'esterno. Un grande passo per la comprensione di come tali fenomeni abbiano modellato il sistema solare esterno è avvenuto nel 2004, quando nuove simulazioni computerizzate hanno mostrato che se Giove avesse compiuto meno di due rivoluzioni attorno al Sole nel tempo in cui Saturno ne compie una, la migrazione dei due pianeti avrebbe portato a orbite in risonanza 2:1 in cui il periodo di rivoluzione di Giove diventa esattamente la metà di quello di Saturno. Questa risonanza avrebbe avuto inoltre l'effetto di spingere Urano e Nettuno su orbite molto ellittiche, con un 50% di probabilità che questi si scambiassero di posto. Il pianeta più esterno (Nettuno) sarebbe quindi stato spinto ulteriormente verso l'esterno, dentro l'orbita occupata allora dalla fascia di Kuiper. Le interazioni tra i pianeti e la fascia di Kuiper successive allo stabilirsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno possono spiegare le caratteristiche orbitali e le inclinazioni assiali dei pianeti giganti più esterni. Urano e Saturno occupano le loro posizioni attuali per via della loro reciproca interazione e dell'interazione con Giove, mentre Nettuno occupa l'orbita attuale perché è su quella che la fascia di Kuiper arrivava ad estendersi.
La dispersione degli oggetti della fascia di Kuiper può spiegare il bombardamento dei corpi del sistema solare interno avvenuto circa 4 miliardi di anni fa.

Fascia di Kuiper e nube di Oort

La teoria procede dicendo che la fascia di Kuiper fu inizialmente una regione esterna occupata da corpi ghiacciati dalla massa insufficiente per potersi consolidare in un pianeta. In origine il suo bordo interno era appena oltre l'orbita del più esterno da Urano e Nettuno, all'epoca della loro formazione (probabilmente tra le 15 e 20 AU). Il suo bordo esterno era a una distanza di circa 30 AU. Gli oggetti della fascia che entrarono nel sistema solare esterno causarono le migrazioni dei pianeti.
La risonanza orbitale 2:1 tra Giove e Saturno spinse Nettuno dentro la fascia di Kuiper, provocando la dispersione di numerosi dei suoi corpi. Molti di essi furono spinti verso l'interno fino ad interagire con la gravità gioviana che spesso li spinse su orbite molto ellittiche e a volte fuori dal sistema solare. Gli oggetti spinti sulle orbite altamente ellittiche sono quelli che formano la nube di Oort. Alcuni oggetti spinti verso l'esterno da Nettuno formano da porzione del "disco disperso" degli oggetti della fascia di Kuiper.

Lune

La maggior parte dei pianeti del sistema solare possiede delle lune. La loro formazione può spiegarsi con una di tre possibili cause:
• formazione contemporanea al pianeta dalla condensazione di un disco proto-planetario (tipica dei giganti gassosi),
• formazione da frammenti da impatto (com un impatto sufficientemente violento ad un angolo poco profondo),
• cattura di un oggetto vicino.
I giganti gassosi hanno un sistema di lune interne originatesi dal disco proto-planetario. Lo dimostrano le grandi dimensioni di tali lune e la loro vicinanza al pianeta - queste proprietà sono incompatibili con la cattura, mentre la natura gassosa dei pianeti giganti rende impossibile la formazione di satelliti per condensazione di frammenti da impatto. Le lune esterne dei giganti gassosi sono invece piccole, com orbite molto ellittiche e dalle varie inclinazioni, questo fa pensare che si tratti di satelliti catturati dal campo gravitazionale del pianeta.
Per i pianeti interni e per gli altri corpi del sistema solare, la collisione sembra essere il meccanismo principale per la formazione di satelliti, in cui una parte consistente del materiale planetario, espulsa dalla collisione, finisce in orbita attorno al pianeta e si condensa in una o più lune. La Luna terrestre si pensa essere originata da un evento simile.
Dopo la loro formazione, i sistemi satellitari continuano ad evolvere, l'effetto più comune è la modifica dell'orbita dovuta alle forze di marea. L'effetto è dovuto al rigonfiamento che la gravità del satellite crea nell'atmosfera e negli oceani del pianeta (e in misura minore anche nel corpo solido stesso). Se il periodo di rotazione del pianeta è inferiore a quello di rivoluzione della luna, il rigonfiamento precede il satellite e la sua gravità causa un'accelerazione del satellite che tende ad allontanarsi lentamente dal pianeta (è il caso della Luna); se invece la luna orbita più rapidamente di quanto il pianeta ruoti su se stesso o se ha un'orbita retrograda attorno al pianeta, allora il rigonfiamento segue il satellite e ne causa il rallentamento, provocando un restringimento dell'orbita nel tempo. La luna marziana di Fobos sta lentamente avvicinandosi a Marte per questa ragione.

Origine ed evoluzione del sistema solare

Un pianeta può creare a sua volta un rigonfiamento nella superficie del satellite, questo rallenta la rotazione della luna fino a quando il periodo di rotazione e di rivoluzione coincidono. In tal caso, la luna mostrerà al pianeta sempre la stessa faccia. È il caso della Luna terrestre e di molti altri satelliti del sistema solare, tra cui la luna di Giove, Io. Nel caso di Plutone e Caronte, sia il pianeta che il satellite sono legati l'uno all'altro da forze di marea.

Futuro

Escludendo qualche fenomeno imprevisto, quale il transito di un buco nero o di un'altra stella nel suo territorio, si ipotizza che il sistema solare come lo conosciamo oggi durerà per un altro miliardo di anni circa, quando il Sole aumenterà gradualmente la propria luminosità di circa il 10% oltre i livelli attuali; tale aumento di radiazione renderà la superficie della Terra inabitabile, mentre la vita potrà ancora resistere negli oceani più profondi.
In circa 3,5 miliardi di anni le condizioni climatiche della Terra saranno simili a quelle che oggi caratterizzano Venere: gli oceani saranno evaporati e la vita - nelle forme con cui oggi la conosciamo - sarà impossibile.
Con le riserve di idrogeno del suo nucleo ormai esaurite, il Sole inizierà a bruciare quelle più esterne espandendosi a circa 80 volte l'attuale diametro e diventando. - a 7,5 miliardi di anni da oggi - una gigante rossa. Con l'espansione del Sole Mercurio, e, molto probabilmente Venere, forse la Terra verranno inghiottiti.
Durante questo periodo è possibile che mondi esterni in orbita attorno Saturno su cui è presente acqua possano raggiungere condizioni ambientali compatibili con quelle richieste dalla vita umana.
Successivamente l'elio prodotto nello strato esterno cadrà nel nucleo della stella aumentandone la densità fino a quando il livello sarà sufficiente per innescare la fusione dei nuclei di elio in nuclei di carbonio. A questo punto il Sole dovrebbe contrarsi ad una dimensione poco maggiore dell'attuale e consumare il proprio elio per circa altri 100 milioni di anni. Nuovamente andrà poi incontro ad un'espansione come gigante rossa in cui consumerà l'elio degli strati più esterni per altri 100 milioni di anni e successivamente collasserà di nuovo espellendo una grande quantità di materia nello spazio attorno a sé, formando un alone erroneamente noto come "nebulosa planetaria".
Sarà una transizione relativamente tranquilla, niente di paragonabile ad una supernova, dato che la massa del nostro Sole è ampiamente insufficiente per arrivare a quel livello. Se vi saranno ancora terrestri per osservare il fenomeno, gistreranno un massiccio incremento del vento solare, ma senza che questo provochi la distruzione del pianeta.
Ciò che infine resterà del Sole sarà una nana bianca, un oggetto straordinariamente caldo e denso, di massa circa metà di quella originale, ma compressa in un volume simile a quello della Terra. Visto dalla Terra apparirà come un punto di luce grande poco più di Venere ma dalla luminosità di centinaia di soli.
Con la morte del Sole verrà indebolita la sua attrazione gravitazionale sugli altri oggetti del sistema solare; le orbite di Marte e degli altri corpi andranno espandendosi. La configurazione finale del sistema solare sarà raggiunta quando il Sole avrà completato la sua trasformazione in nana bianca: se Venere e la Terra esisteranno ancora; sarà su un'orbita approssimativamente simile a quella 1.38 e 1.88 AU. Dopo altri due miliardi di anni il nucleo del Sole, costituito da carbonio, inizierà a cristallizzare trasformandosi in un diamante di dimensioni planetarie, destinato a spegnersi e cessare di splendere in qualche altro miliardo di anni.

Storia delle ipotesi sulla nascita del sistema solare

Verso la fine del XIX secolo l'ipotesi della nebulosa di Kant-Laplace fu criticata da James Clerk Maxwell, che sosteneva l'impossibilità della materia di collassare a formare pianeti coesi se la materia fosse stata distribuita in un disco attorno al Sole, per via delle forze indotte dalla rotazione differenziale. Un'altra obiezione era il momento angolare del Sole, inferiore a quanto previsto dal modello di Kant-Laplace. Per molti decenni la maggior parte degli astronomi preferì l'ipotesi della "mancata collisione", ovvero della formazione dei pianeti a partire dalla materia che una stella in transito vicino al Sole avrebbe perso e avrebbe strappato al Sole per azione reciproca delle loro forze di marea.
Furono avanzate obiezioni anche all'ipotesi della "mancata collisione" e, durante gli anni '40 i modelli matematici a sostegno dell'ipotesi della nebulosa furono migliorati e convinsero la comunità scientifica. Nella versione modificata si assunse che la massa della protostella fosse maggiore e la discrepanza di momento angolare attribuita alle forze magnetiche, ovvero alle onde di Alvén attraverso cui il neonato Sole trasferisce parte del suo momento angolare al disco protoplanetario e ai planetesimi come osservato avvenire nelle stelle T Tauri.
Il modello della nebulosa riveduto e corretto fu basato interamente su osservazioni condotte sui corpi del nostro sistema solare, in quanto l'unico conosciuto fino a metà degli anni '90. Non si era del tutto certi della sua applicabilità ad altri sistemi planetari, benché la comunità scientifica fosse ansiosa di verificare il modello a nebulosa trovando nel cosmo altri dischi protoplanetari o persino pianeti extrasolari.
Nebulose stellari e dischi protoplanetari sono stati osservati nella nebulosa di Orione e in altre regioni di formazione delle stelle grazie allo Hubble Space Telescope. Alcuni di questi dischi hanno diametri maggiori di 1000 AU.
Nel gennaio 2006 risultano scoperti 180 pianeti extrasolari e la loro scoperta ha riservato numerose sorprese. Il modello della nebulosa ha dovuto essere rivisto per spiegare le caratteristiche di questi sistemi planetari. Non c'è consenso su come spiegare la formazione degli osservati pianeti giganti su orbite vicine ("hot Jupiters"), anche se tra le ipotesi possibili vi sono la migrazione planetaria e il restringimento dell'orbita dovuto ad attrito con i residui del disco protoplanetario.
In tempi recenti è stato sviluppato un modello alternativo basato sulla cattura gravitazionale, che nelle intenzioni dei suoi propugnatori dovrebbe spiegare alcune caratteristiche del sistema solare non spiegate dalla teoria della nebulosa.
Negli anni '50, il russo Immanuel Velikovsky pubblicò il libro "Mondi in collisione", ripreso molto tempo dopo dall'americano John Ackerman. I due ricercatori hanno proposto un controverso modello secondo il quale sistema solare avrebbe avuto origine d aun impatto di enorme potenza sul pianeta Giove.

Mercurio

Classificazione

Pianeta terrestre

PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

57 909 176 km

0,38709893 UA

Perielio

46 001 272 km

0,30749951 UA

Afelio

69 817 079 km

0,46669835 UA

Circonf. orbitale

360 000 000 km

2,406 UA

Periodo orbitale

87,96935 giorni

(0,240847 anni)

Periodo sinodico

115,8776 giorni

(0,317256 anni)

Velocità orbitale

38 860 m/s (min)

47 360 m/s (media)

58 980 m/s (max)

Inclinazione orbitale

7,00487°

Eccentricità

0,20563069

Longitudine del nodo ascendente

48,33167°

Argom. del perielio

29,12478°

Satelliti

no

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro equat.

4879,4 km

Superficie

7,5 × 1013

Volume

6,083 × 1019

Massa

3,302 × 1023kg

Densità media

5,427 × 103kg/m³

Accelerazione di gravità
in superficie

3,701 m/s² (0,377 g)

Velocità di fuga

4 435 m/s

Periodo di rotazione

58,6462 giorni

(58 d 15,5088 h)

Velocità di rotazione (all'equatore)

3,0256 m/s

Inclinazione assiale

~0,01°

Temperatura superficiale

100 K (min)

440 K (media)

700 K (max)

Pressione atmosferica

tracce

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.

Cenni storici

Si tratta del pianeta più vicino al Sole, di non semplicissima osservazione, ma comunque già noto alle popolazioni antiche, come Egizi, Cinesi, Sumeri (terzo millennio a.C.). Le difficoltà nell'individuarlo dipendono dalla piccola distanza dal Sole, che ne disturba sempre la visione durante il crepuscolo o poco prima dell'alba. I Sumeri lo chiamavano Ubu-idim-gud-ud; i Babilonesi, che ci hanno tramandato la prima osservazione dettagliata dei pianeti, utilizzavano i nomi gu-ado gu-utu.
I Greci assegnarono a Mercurio due nomi: Apollo, la stella del mattino, ed Hermes, la stella della sera. La realizzazione del fatto che si trattasse di un unico pianeta è attribuita a Pitagora. Sempre per via delle grandi difficoltà osservative, fino al '900 era opinione comune che in realtà esistesse un altro pianeta ancora più vicino al Sole di Mercurio, Vulcano, in seguito identificato con lo stesso corpo celeste.
Più recentemente, nel 1631 Pierre Gassendi fu il primo ad osservare un transito di Mercurio innanzi al Sole, secondo le previsioni fornite da Giovanni Keplero. Nel 1639 Giovanni Battista Zupi, utilizzando un telescopio, scoprì le fasi di Mercurio, analoghe a quelle di Venere e della Luna. Questo fornì la prova definitiva che Mercurio orbita intorno al Sole.
Le anomalie osservate nell'orbita del pianeta fecero ipotizzare a Urbain Le Verrier nel 1859 l'esistenza di un altro pianeta, che chiamò Vulcano; si supponeva che l'orbita di Vulcano si svolgesse interamente all'interno di quella di Mercurio. Il primo a dare una spiegazione corretta delle anomalie della precessione del perielio di Mercurio fu Albert Einstein grazie alla relatività generale nel 1915.
Solo negli anni sessanta del Novecento, grazie alle osservazioni radio e radar, si è calcolato con precisione il periodo di rotazione del pianeta, che prima si pensava uguale a quello di rivoluzione.

Mercurio mentre transita davanti al Sole

Osservazione da Terra

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.

Confronto delle dimensioni dei quattro pianeti terrestri: da sinistra, Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

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

Il cratere Zola, su Mercurio.

Similmente alla Luna, il suolo mercuriano è ampiamente craterizzato a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno contrassegnato il suo passato e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un'atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi. Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche.
In verità, non soltanto Mercurio e la Luna hanno subito urti con meteoriti; è tuttavia normale che i pianeti in possesso di un'atmosfera consistente risentano in misura assai minore dell'effetto degli impatti, poiché i corpi incidenti vengono fortemente erosi dall'attrito atmosferico. Inoltre l'atmosfera stessa erode lentamente la superficie del pianeta, cancellando le tracce dell'urto. Oltre all'atmosfera ci sono diversi elementi che cancellano i crateri causati da asteroidi che non sono infatti presenti su mercurio, come il vento e l'acqua. Inoltre un cosi' ampio numero di crateri induce molti studiosi a presuporre che il pianete, come la Luna, manchi da numerosi secoli di attività interna.
I crateri più piccoli di Mercurio hanno diametro minore di 10 km, quelli più grandi superano i 200 km e prendono il nome di bacini. Al centro di molti crateri, spesso riempiti da antiche colate laviche ancora evidenti, s'innalzano piccole formazioni montuose. Il bacino più grande e più noto è il Mare Caloris, dal diametro di circa 1400 km: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti. Questo bacino deve il suo nome al fatto che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passaggio di Mercurio al perielio e pertanto è uno dei punti più caldi del pianeta.
La superficie di Mercurio presenta infine dei corrugamenti e delle faglie che attraversano il bordo dei crateri: queste ultime sono state probabilmente provocate dalla contrazione della crosta.
La ridotta distanza di Mercurio dal Sole e l'assenza di atmosfera lo rendono un pianeta con una grande escursione termica, con temperature superiori a 350 °C nella zona esposta al sole, mentre nella parte in ombra arrivano a
-170 °C. Inoltre l'insolazione media della superficie mercuriana è pari a circa 6 volte e mezzo quella della Terra; la costante solare ha un valore di 9,13 kW/m².
Sulla superficie di Mercurio l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,377 volte quella terrestre. A titolo di esempio si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Mercurio facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre registrerebbe un valore pari a circa 25,9 kg.
Da recenti calcoli dati dal primo passaggio della sonda MESSENGER, si è rilevato un rimpicciolimento del pianeta di circa cinque km.

Nomenclatura

Oltre ai crateri, le strutture più importanti della superficie sono ampie zone pianeggianti, simili ai mari della Luna. La maggiore è di gran lunga Planitia Caloris (dal latino planitia, che significa pianura).

Struttura interna

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.


La prima immagine dell'emisfero "sconosciuto" di Mercurio inviata da MESSENGER il 14 gennaio 2008

Esplorazione di Mercurio

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 gennaio2008, 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 Bepi Colombo, così battezzata in onore dello scienziato, matematico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920-1984), volta esclusivamente all'esplorazione del pianeta più interno.

Venere


Nuvole nell'atmosfera di Venere, rivelate dall'osservazione ai raggi ultravioletti (missione Pioneer Venus, 1979)

Classificazione

Pianeta terrestre

PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

108 208 926 km

0,72333199 UA

Perielio

107 476 002 km

0,71843270 UA

Afelio

108 941 849 km

0,72823128 UA

Circonf. orbitale

680 milioni di km

4,545 UA

Periodo orbitale

224,70059 giorni

(0,6151970 anni)

Periodo sinodico

583,92 giorni

(1,598687 anni)

Velocità orbitale

34 784 m/s (min)

35 020 m/s (media)

35 259 m/s (max)

Inclinazione orbitale

3,39471°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

3,86°

Eccentricità

0,00677323

Longitudine del nodo ascendente

76,68069°

Argom. del perielio

54,85229°

Satelliti

no

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro medio

12 103,7 km

Superficie

4,6 × 1014

Volume

9,28 × 1020

Massa

4,8685 × 1024kg

Densità media

5,204 × 103kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

8,87 m/s² (0,904 g)

Velocità di fuga

10,4 km/s

Periodo di rotazione

243 giorni

Velocità di rotazione

(all'equatore)

1,81 m/s

Inclinazione assiale

2,64°

Temperatura superficiale

228 K (min)

737 K (media)

773 K (max)

Pressione atmosferica

93 000 hPa

Albedo

0,65

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 (; Unicode: ♀).
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, poiché 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.
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, 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.

Confronto delle dimensioni dei quattro pianeti terrestri: da sinistra, Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

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.

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. 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.

Struttura

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.
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.

Osservazione dalla 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, 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, (visibile prima dell'alba), quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore,(visibile dopo il tramonto).
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

Osservazione

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:
1. 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.
2. 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.
Ma fu durante il transito del 1761 che l'astronomo russo Mikhail Lomonosov poté effettuare la prima osservazione diretta dell'atmosfera di Venere. 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.

Venere nel transito del 2004. Chiaramente visibile l'alone analogo a quello osservato da Lomonosov nel 1761

Composizione

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 CO, 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.
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.

Tempo atmosferico

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. 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.
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).
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.
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".
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.
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.
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.

Venere nella cultura umana

Nell'antichità

Un codice Maya rappresentante l'osservazione di Venere

Essendo uno degli oggetti più luminosi nel cielo, il pianeta è conosciuto sin dall'antichità e ha avuto un significativo impatto sulla cultura umana.
È descritto dai Babilonesi in svariati documenti in scrittura cuneiforme, come il testo detto La Tavola di Venere di Ammisaduqa. I Babilonesi chiamarono il pianeta Ishtar, la dea della mitologia babilonese (connaturata con la dea Inanna dei Sumeri), personificazione dell'amore ma anche della battaglia. Gli Egizi identificavano Venere con due pianeti diversi, e chiamavano la stella del mattino Tioumoutiri e la stella della sera Ouaiti. Allo stesso modo, i Greci distinguevano tra la stella del mattino Φωσφόρος, o Phosphoros, e la stella della sera Ἓσπερος, o Hesperos; tuttavia, nell'epoca Ellenistica, si comprese che si trattava dello stesso pianeta. Hesperos fu tradotto in Latino come Vespero e Phosphoros come Lucifero ("portatore di luce"), termine poetico in seguito utilizzato per l'angelo caduto allontanato dal cielo.
Gli Ebrei chiamavano Venere Noga ("luminoso"), Helel ("chiaro"), Ayeleth-ha-Shakhar ("cervo del mattino") e Kochav-ha-'Erev ("stella della sera"). Venere era importante per la civiltà Maya, che sviluppò un calendario religioso basato in parte sui suoi movimenti, e si basava sulle fasi di Venere per valutare il tempo propizio per eventi quali le guerre.
Il popolo Maasai definì Venere Kileken, e ha una tradizione orale, incentrata sul pianeta, denominata "Il bambino orfano".
Venere ha un ruolo significativo nelle culture degli australiani aborigeni, come i Yolngu nell'Australia del Nord. Gli Yolngu si radunavano per aspettare la comparsa di Venere, che chiamavano Barnumbirr, e che, secondo la tradizione, permetteva di comunicare con i propri cari morti.
Nell'astrologia occidentale, influenzata dalle connotazioni storiche legate alle divinità dell'amore, si ritiene che Venere influenzi questo aspetto della vita umana. Nell'astrologia indiana del Veda, Venere è nota come Shukra, ovvero "chiara, pura" in Sanscrito. Gli antichi astronomi cinesi, Coreani, Giapponesi e Vietnamiti chiamavano il pianeta "la stella d'oro". Nella spiritualità Lakota, Venere è associata con l'ultima fase della vita e con la saggezza.

Nella letteratura

L'impenetrabile strato di nuvole che ricopre Venere ha dato agli scrittori di fantascienza del passato totale libertà di speculare sulle condizioni della sua superficie. Il pianeta è stato spesso rappresentato come significativamente più caldo della Terra, ma, nonostante questo, ancora abitabile dagli uomini. Il genere ha raggiunto il suo picco tra il 1930 e il 1950 circa, quando gli scienziati avevano rivelato alcune caratteristiche di Venere, ma non si era ancora consapevoli delle aspre condizioni della sua superficie. Robert Heinlein ha ambientato la sua serie Future History su Venere, ispirato dalla tesi del chimico Svante Arrhenius sulla presenza di una palude fumosa sulla quale la pioggia cadeva incessantemente. A tale ipotesi si è rifatto anche Ray Bradbury nel racconto breve Pioggia senza fine. Isaac Asimov descrisse invece il pianeta come ricoperto da un immenso oceano ricco di vita acquatica.
Mentre la conoscenza scientifica di Venere avanzava, autori di fantascienza come Arthur C. Clarke hanno cercato di tenere il passo con le nuove informazioni.

Dubbi linguistici

L'aggettivo Venusiano, derivante dal latino Venus, è spesso utilizzato in riferimento a Venere; tuttavia la forma più corretta sarebbe quella, oggi poco utilizzata, di Venereo, derivata dal Latino venereus o venerius; il termine arcaico Citereo, dal latino Cytherea derivante dal nome dell'isola Citera sacra alla dea Afrodite, è ancora occasionalmente usato. Venere è il solo pianeta nel Sistema Solare che abbia ricevuto un nome di figura femminile.

Esplorazioni

Oggi sappiamo che Venere possiede una superficie rovente, sulla quale insiste un'atmosfera corrosiva con 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. 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. 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.

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.

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